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MARÉES

Le mot marée désigne, dans son acception la plus courante, le mouvement oscillatoire du niveau de la mer résultant des attractions de la Lune et du Soleil sur les particules liquides; le phénomène est donc une conséquence de la gravitation universelle. Les divers bassins océaniques, en raison de leur constitution, ne réagissent pas de la même manière à ces actions, et l’on peut dire que la marée est la réponse des océans aux sollicitations des astres.

Mais les particules solides de la Terre subissent des actions analogues et, comme elles-mêmes ne sont pas liées de façon absolument rigide – le globe possède une certaine élasticité dans son ensemble –, il en résulte d’autres phénomènes de marée, les marées terrestres. Il existe de même des marées atmosphériques. Les manifestations de ces phénomènes sont beaucoup plus discrètes que celles des marées océaniques et elles ne peuvent être mises en évidence que par des mesures délicates. Au contraire, les marées océaniques s’observent facilement, au voisinage des côtes ou grâce à des satellites altimétriques comme Topex/Poseidon, lancé en 1992, mais ce sont des marées relatives puisqu’elles sont rapportées à la partie solide du globe, elle-même soumise à la marée terrestre.

L’étude de ces diverses marées est du domaine de la géophysique. Elle est importante dans le cas de l’atmosphère (où les marées perturbent les orbites satellitaires), et féconde dans celui de la partie solide du globe. L’étude des marées océaniques pose aussi d’importants problèmes scientifiques, dont certains peuvent offrir une grande incidence pratique, par exemple la prédiction des hauteurs d’eau dans les ports ou la captation de l’énergie transportée par ces marées (usine marémotrice), et dont d’autres, comme la recherche des caractéristiques du système oscillatoire constitué par un océan ou par une mer, ont une valeur théorique considérable.

La Terre n’est pas le seul astre dans l’Univers à subir des effets de marée: chaque fois que deux corps célestes se trouvent dans une relative proximité, ils exercent l’un sur l’autre des forces de gravitation différentielles analogues à celles qui créent les marées sur notre planète. Relevant de l’astrophysique, l’étude des autres marées dans l’Univers est en plein essor; son but est de rendre compte de certains faits d’observation qui paraissent autrement inexplicables.

1. Force génératrice des marées

La Terre possède, par rapport aux astres voisins, un mouvement relatif qu’on détermine en assimilant notre globe à un point matériel placé en son centre et affecté de toute la masse terrestre. Mais l’attraction exercée par un astre sur ce point diffère très légèrement, tant en grandeur qu’en direction, de celle qu’éprouve effectivement une particule quelconque de la Terre. L’écart infime entre ces deux actions constitue la force génératrice des marées (fig. 1) et il tend à déplacer la particule de sa position d’équilibre; il y a un déplacement effectif lorsque la particule n’a pas de liaison absolument rigide avec les autres particules de la Terre, ce qui est le cas général.

Par suite de la rotation de la Terre autour de son axe et de son mouvement relatif par rapport à l’astre attirant, la force génératrice sollicitant une particule est constamment variable. D’autre part, en raison de la petitesse des dimensions de la Terre vis-à-vis des distances des astres, la force a un caractère différentiel par rapport à l’action newtonienne et elle est inversement proportionnelle au cube de la distance de l’astre perturbateur. Bien que la force soit proportionnelle à la masse de l’astre et que la masse de la Lune soit incomparablement plus faible que celle du Soleil, l’effet de distance est tellement prépondérant que l’action de ce dernier n’atteint pas la moitié de celle de la Lune. Ces deux astres, l’un en raison de sa masse, l’autre à cause de sa proximité, sont les seuls à avoir une influence appréciable, et leurs effets se superposent. Ceux-ci sont de l’ordre du dix-millionième de l’accélération de la pesanteur; la composante verticale de la force génératrice fait donc varier très légèrement l’intensité de la pesanteur, la composante horizontale altère sa direction d’un angle qui est de l’ordre du centième de seconde. La faiblesse de cette action est une des plus remarquables particularités du phénomène des marées; néanmoins, cette altération constamment variable du champ de la pesanteur suffit pour entraîner une déformation périodique de toutes les parties constitutives du globe terrestre.

2. Marées océaniques. La marée en un point

Si la mécanique céleste permet de déterminer la force génératrice des marées, l’étude du phénomène dans les mers et les océans participe également de la mécanique des fluides en raison du milieu sur lequel s’exerce cette force. L’astronomie permet de connaître celle-ci avec toute la précision voulue, mais la forme des continents et les irrégularités de la profondeur des océans soulèvent des problèmes d’hydrodynamique extrêmement complexes.

Formule harmonique des marées

Les théories de la Lune et du Soleil, dont le mouvement apparent est très bien connu, permettent de développer la force génératrice des marées en une suite illimitée de termes rigoureusement périodiques, et ce développement est à la base des prédictions de marées et d’une meilleure compréhension du phénomène. On admet en effet que chacune des forces élémentaires de la suite engendre une marée partielle de même période, qu’on appelle onde ou composante, et que la marée totale est la superposition de toutes les ondes considérées, hypothèse légitime en raison de la petitesse des amplitudes. Comme les bassins sont des systèmes mécaniques ayant des périodes propres d’oscillation, une force périodique extérieure peut y entretenir des oscillations forcées de même période qu’elle, mais leur amplitude et leur phase dépendent essentiellement des conditions mécaniques du système, et il peut même se produire des phénomènes analogues à des résonances. Il est nécessaire de disposer d’observations préalables de la marée pour déterminer pratiquement les amplitudes et les phases des diverses ondes. Henri Poincaré a bien montré qu’il était théoriquement possible de déterminer les périodes propres d’un bassin océanique en fonction de sa configuration et d’obtenir ainsi la phase et l’amplitude d’une onde dont la période s’accorde avec une des périodes du bassin, mais le contour et le fond des bassins sont de forme si irrégulière que l’on est conduit à effectuer des simulations numériques sur ordinateur.

La formule harmonique des marées se déduit du développement de la force génératrice et elle exprime la hauteur d’eau en un point sous la forme d’une somme d’ondes sinusoïdales rigoureusement périodiques; on a toutefois été amené à ajouter aux composantes issues de la force génératrice des ondes annuelles d’origine météorologique et des ondes de petits fonds, qui sont des harmoniques supérieurs des ondes les plus importantes, et qui sont dues à la déformation d’origine hydrodynamique éprouvée par celles-ci lorsqu’elles se propagent dans des eaux peu profondes.

Principales composantes de la marée

Les ondes à longue période de la formule harmonique, ondes semi-mensuelles, mensuelles, semi-annuelles, annuelles, sont toujours de faible amplitude, et il est inutile de les prendre en considération lorsqu’on recherche seulement l’allure du phénomène. Les marées partielles qui leur correspondent sont de caractère statique, car, en raison de la lenteur des déplacements, l’équilibre est réalisé à tout instant, et le mouvement des particules est très peu perturbé par la présence des continents. Les composantes ne sont donc pas déphasées par rapport à la force, et leur amplitude est égale au quotient du terme correspondant du potentiel générateur par l’accélération de la pesanteur.

Certaines oscillations ont une période voisine de un jour et leur ensemble constitue la marée diurne; celle-ci a son origine dans la dissymétrie entraînée par la déclinaison de l’astre générateur, et son amplitude est en rapport étroit avec la valeur de cette coordonnée, s’annulant notamment avec elle quand l’astre traverse le plan de l’équateur.

Il existe de même une marée semi-diurne groupant les composantes dont la période est voisine de douze heures; elle dépend relativement peu de la déclinaison des astres et résulte surtout de la rotation terrestre combinée avec les révolutions de la Lune et de la Terre. Elle est, par suite, à de rares exceptions près, modulée suivant l’âge de la Lune.

Analyse et prédiction des marées

L’emploi de la formule harmonique est la seule méthode de prédiction des marées qui présente un caractère d’universalité; elle peut être appliquée indistinctement à tous les ports, quel qu’y soit le régime de la marée; elle peut servir à prédire les hauteurs de l’eau à un instant quelconque aussi bien que les heures et les hauteurs des pleines et basses mers.

Suivant la précision recherchée, on conserve dans la formule un nombre plus ou moins élevé de termes. Mais, pour la mettre en œuvre, il faut avoir déterminé préalablement les constantes d’amplitude et de phase caractérisant pour le port chacune des ondes que l’on considère. C’est l’objet de l’analyse harmonique, qui opère à partir d’une série plus ou moins longue (généralement de quinze jours à un an) d’enregistrements du niveau de la mer au point que l’on étudie.

Jusqu’à une époque récente, les calculs d’analyse et de prédiction étaient extrêmement laborieux, mais les ordinateurs modernes sont d’une puissance telle qu’ils résolvent aisément ces problèmes, tout en conduisant à une amélioration considérable de la précision.

Les prédictions sont publiées dans des annuaires, mais on ne peut évidemment les donner en détail que pour un nombre restreint de ports auxquels les ports voisins sont rattachés par une méthode différentielle dont les annuaires donnent aussi les éléments.

Divers aspects des marées à la surface du globe

La marée présente sur le globe des aspects très divers (fig. 2), à cause surtout de l’importance de la marée diurne relativement à la marée semi-diurne dans la marée totale. Sur les côtes bordant l’océan Atlantique, principalement sur celles d’Europe et d’Afrique, la marée diurne est faible et la marée totale a presque uniformément un caractère semi-diurne; chaque jour lunaire de 24 h 50 min, on y constate donc deux pleines mers et deux basses mers à peu près égales entre elles respectivement. En outre, l’amplitude des marées est plus grande au voisinage des syzygies (marées de vive-eau), et plus faible lorsque la Lune est proche de ses quartiers (marées de morte-eau). Dans l’océan Pacifique, au contraire, la marée diurne est nettement plus importante, au point d’imprimer parfois son caractère à la marée totale. D’autres singularités sont dues à des modifications de l’importance relative des ondes principales à l’intérieur d’un groupe, sous l’effet de résonances océaniques locales; par exemple, l’amplitude de l’onde solaire semi-diurne qui, théoriquement, est égale à moins de la moitié de celle de l’onde lunaire du même groupe, lui est légèrement supérieure dans le bassin compris entre l’Australie et le continent antarctique, et le rythme des marées s’y rapproche de celui du jour solaire.

Les ondes supérieures et composées, par lesquelles on interprète la propagation de l’onde-marée par petites profondeurs, sont à l’origine de particularités locales telles que long étale de pleine mer comme au Havre, double pleine mer ou double basse mer, etc.

Amplitude des marées

L’amplitude des marées est extrêmement variable d’un littoral maritime à un autre. Insensible ou très faible dans les mers fermées dont l’étendue est insuffisante pour que la force génératrice puisse y accumuler des effets appréciables, elle est encore faible au milieu des océans, mais elle s’amplifie sur la plupart des côtes par suite du passage de la marée sur un socle continental peu profond, et en raison aussi d’amplifications locales dues à la configuration découpée des rivages. Les plus grandes marées du globe sont semi-diurnes; leur amplitude peut atteindre 17 m dans la baie de Fundy au Canada et environ 15,5 m dans la baie du Mont-Saint-Michel. La plus grande marée diurne se rencontre au fond de la mer d’Okhotsk, avec une amplitude maximale d’environ 11,5 m.

La marée dans les fleuves

La marée qui règne devant une côte se propage dans les fleuves sous la forme d’une onde dérivée progressant vers l’amont avec une périodicité identique à celle de la marée qui lui a donné naissance. La vitesse de propagation, qui dépend de la profondeur de l’eau au point et à l’instant considérés, diminue au fur et à mesure de la remontée du fleuve, en même temps que l’énergie de l’onde est réduite par les frottements, les remous et les obstacles. L’amplitude varie sous l’effet de divers facteurs tendant soit à l’augmenter, comme le resserrement des rives, soit à la diminuer, comme un élargissement du lit ou la dissipation d’énergie. À partir d’un certain moment, l’amplitude ne cesse de décroître et finit par s’annuler en un point qu’on définit comme la limite de la partie maritime du fleuve.

Un des phénomènes les plus caractéristiques de la marée fluviale est la rapidité relative avec laquelle se produit la montée de l’eau, car, en raison de la faible profondeur, la crête de l’onde se propage plus vite que le creux. Parfois elle le rattrape et il se forme un mascaret , lame déferlante barrant tout le lit du fleuve et progressant rapidement vers l’amont.

Courants de marée

Dans l’onde-marée comme dans tout mouvement ondulatoire de la surface de la mer, les particules liquides décrivent des courbes fermées, mais, en raison de la faible profondeur des océans par rapport à la longueur de l’onde-marée, ces orbites intéressent toute la hauteur de l’eau, et leur amplitude horizontale est considérable, tandis que le déplacement vertical des particules constitue la hauteur de la marée.

Au large, l’onde-marée affecte la forme d’une onde progressive simple, et le courant est alternatif, dirigé dans le sens de la propagation quand la surface liquide est au-dessus du niveau moyen et inversement; en outre, sa vitesse est très faible, de l’ordre de quelques centimètres par seconde. Près des côtes, les courants sont profondément perturbés par les conditions hydrauliques locales et ils tendent parfois à devenir de simples courants de remplissage ou de vidage des baies marines sous l’effet de la marée avec laquelle ils sont alors en phase; leur vitesse est parfois considérable et peut s’élever à plusieurs mètres par seconde; enfin, leur direction varie de façon très complexe au cours d’une période de la marée, particulièrement devant les rivages très découpés et bordés d’îles.

3. Marées dans les mers et les océans

Représentation du mouvement oscillatoire

Pour caractériser le comportement de la marée (fig. 3) dans un domaine maritime étendu, on se limite généralement à la composante prépondérante qui impose son allure à la marée totale, les autres ondes intervenant seulement pour apporter quelques modifications périodiques au schéma obtenu. Par exemple, pour les régions à marée semi-diurne, on ne considère que l’onde lunaire moyenne, ou encore la marée de vive-eau moyenne, qui est la somme des ondes semi-diurnes moyennes lunaire et solaire.

On représente alors le mouvement oscillatoire de la surface du bassin par deux réseaux de courbes: les lignes le long desquelles l’oscillation conserve la même amplitude et celles dont tous les points sont simultanément dans la même phase. Ces dernières sont appelées lignes cotidales, du mot anglais tide , marée; l’heure de la pleine mer, invariable sur chacune de ces lignes, sert à les identifier et leur réseau donne par suite l’allure de la propagation de la marée. Celle-ci a parfois le caractère d’une onde progressive simple, mais certains bassins sont le siège d’ondes stationnaires, avec des lignes nodales sur lesquelles l’amplitude est nulle. Mais, en dehors des régions équatoriales, la force de Coriolis due à la rotation de la Terre provoque la formation de points nodaux isolés où viennent concourir les lignes cotidales, de sorte que la marée semble se propager autour d’eux par rotation, d’où leur nom de points amphidromiques. La rotation s’effectue du nord vers l’ouest dans l’hémisphère boréal, en sens inverse dans l’hémisphère austral. Ces points peuvent aussi résulter de la superposition d’une onde stationnaire à une onde progressive ou à une autre onde stationnaire.

Pour déterminer ces deux réseaux de courbes et, plus spécialement, celui des lignes cotidales, qui présente un intérêt particulier, on s’appuie sur les observations littorales qui fournissent un ensemble de conditions aux limites du problème.

Marées dans les mers littorales

Certaines mers secondaires peuvent être réduites à des canaux étroits de schéma suffisamment simple pour permettre l’intégration complète des équations du problème; d’autres mers plus étendues peuvent être divisées en biefs schématiques successifs, ou encore donner lieu à des intégrations numériques. C’est ainsi qu’on a la possibilité de comprendre le régime des marées dans la Manche, la mer du Nord, la mer Rouge, et même dans les découpures des côtes, comme les golfes de Saint-Malo, de Suez, d’Aqaba.

Marées dans les océans

L’étude de la marée dans les océans est beaucoup plus complexe que dans le cas des mers, et l’on peut dire que la solution des problèmes qu’elle soulève est encore incomplète. Les travaux théoriques, même en attribuant aux océans des formes géométriques très simples et en négligeant la rotation de la Terre, sont encore très complexes. On a d’ailleurs pu établir que l’amplitude de la marée, l’allure de sa propagation et la distribution des points amphidromiques varient considérablement lorsqu’on change, même relativement peu, la profondeur, supposée constante, du bassin étudié. Comme les océans réels diffèrent extrêmement de ces cas schématiques, il serait donc illusoire de vouloir leur appliquer les résultats théoriques, ou même simplement se guider sur ceux-ci pour en tirer des analogies.

De toutes les tentatives faites depuis la fin du XIX^e siècle pour déterminer le comportement de la marée dans l’océan mondial, la plus connue est celle de l’Américain Rollin A. Harris qui, dès 1900, chercha à utiliser les phénomènes de résonance des bassins océaniques pour obtenir une synthèse vraisemblable des observations littorales. S’appuyant sur des considérations théoriques et sur des expériences pratiquées avec des modèles de forme géométrique, il délimita dans les océans des bassins n’ayant pas nécessairement des parois latérales définies, mais ayant à peu près la période d’une des forces élémentaires, lunaire ou solaire, semi-diurne ou diurne, et il détermina leurs oscillations, qu’il superposa dans les parties communes. Bien qu’il ait négligé la force de Coriolis, les cartes cotidales auxquelles il parvint présentent de nombreux points amphidromiques résultant de la superposition des systèmes d’ondes stationnaires. Des travaux ultérieurs, s’appuyant sur des observations littorales beaucoup plus nombreuses, associées plus tard à des considérations d’hydrodynamique et à des modèles mathématiques, ont permis de retoucher sur bien des points les résultats de Harris, mais sans leur apporter de modifications profondes en dehors des régions où ses données d’observations étaient par trop lacunaires.

Énergie des marées

Comme la houle, l’onde-marée possède une énergie potentielle nécessaire pour déformer la surface de la mer et une énergie cinétique nécessaire pour imprimer aux particules leur mouvement orbital. L’énergie totale de l’onde est considérable, mais elle se dissipe rapidement par frottement sur le fond lorsque l’onde se propage par relativement faibles profondeurs. On a évalué à 180 millions de kilowatts la puissance transmise de l’océan Atlantique dans la Manche, dans une marée de vive-eau moyenne, mais il n’en parvient que 23 millions en mer du Nord, bien que la dissipation soit de l’ordre du watt par mètre carré.

Usines marémotrices

L’utilisation de l’énergie des marées est très simple: un barrage est construit dans une baie ou un estuaire, isolant de la mer un bassin; des groupes électrogènes convenables fonctionnant dans les deux sens permettent alors d’utiliser l’eau pour la production d’énergie électrique lors de sa montée et de sa descente. Soit A l’amplitude de la marée, différence de niveau entre les marées haute et basse, et V le volume que le bassin peut emmagasiner entre ces deux niveaux. Afin de simplifier, on supprimera l’influence de la qualité ou de la quantité des turbomachines, et on admettra que les ingénieurs ont atteint la perfection, le rendement des machines étant égal à l’unité, et qu’il n’y a pas de limitation dans les débits utilisables.

Sous une hauteur de chute h , le débit q produit (en unités convenables) une puissance qh . Soit S(z ) la surface du bassin à la cote z ; l’énergie produite en vidant une tranche dz est S(z )dz ; au vidage, l’énergie produite par cycle sera:

et au remplissage:

en supposant que vidage et remplissage puissent se faire par tranches horizontales pendant un étale, le niveau de la mer étant à la cote zéro ou A.

L’énergie totale par cycle en double effet sera donc, avec les hypothèses simplificatrices:

soit le produit de l’amplitude par le volume utilisé, formule valable pour une forme quelconque de bassin.

Chaque mètre cube d’eau entrant dans le bassin est ainsi utilisé sous la hauteur A. Si toutes les marées étaient d’amplitude A, à la fin de l’année les 705 marées auraient donné pour chaque mètre cube d’eau de la retenue une hauteur de chute cumulée de 705 A. En fait, A varie tout au long de l’année ainsi que V, qui en dépend directement, le bassin, sauf pour les marées de vive-eau extrêmes, ne se remplissant pas complètement et ne se vidant pas jusqu’au fond. Pour la Bretagne (cas de la Rance), chaque mètre cube d’eau retenu au moment des plus grandes vives-eaux serait ainsi, en théorie, utilisé sur trois ou quatre kilomètres de hauteur de chute par an. Ces hypothèses sont évidemment trop optimistes, mais chaque mètre cube de la retenue maximale permet d’obtenir en pratique près de 2 kWh, ce qui correspond à près de 1 000 m de chute utilisée dans l’année, utilisation comparable aux meilleurs barrages alpins.

Mais est-il exact que cela représente le maximum d’énergie que l’on puisse tirer d’une marée? La question est complexe. L’utilisation de l’énergie des marées entraîne souvent sur une grande distance des modifications du régime même des marées et, par suite, des déformations considérables du phénomène initial. L’énergie n’est pas, aujourd’hui, là où on l’utilisera demain. Par ailleurs, le pompage augmente beaucoup les possibilités. On retiendra seulement ici que l’énergie des marées est de nature très particulière et que l’on ne peut se contenter, sous peine d’erreurs très grossières, de raisonner par analogie avec celle des rivières.

L’usine de la Rance

Le 26 novembre 1966, le général de Gaulle inaugurait la première usine marémotrice du monde: celle de la Rance. Les travaux avaient été commencés au début de 1961 et, dès le milieu de 1966, le premier groupe avait été mis en route, le vingt-quatrième et dernier démarrant le 4 décembre 1967. Les études avaient été évidemment beaucoup plus longues, une société d’études ayant été constituée dès 1941. Quatre domaines ont dû être explorés simultanément:

– les problèmes mathématiques, théoriques ou pratiques, posés par la nature même de l’énergie, et particulièrement les calculs d’énergie; en pratique, rien n’avait été fait auparavant: il est né là une science nouvelle;

– les problèmes relevant de la technique des modèles réduits, un énorme effort ayant été fait pendant vingt ans à Grenoble, Chatou, Saint-Malo;

– les problèmes de génie civil posés par la coupure du courant de l’estuaire (750 m de large; 360 millions de mètres cubes d’eau à chaque marée); les ouvrages ont été construits à sec à l’intérieur d’une enceinte de batardeau (technique de coupure nouvelle: grands caissons cylindriques au lieu de gabions en palplanches, impossibles ici);

– les problèmes de construction du groupe turboalternateur; des études très complètes ont permis de mettre au point un nouveau type, entièrement original, le groupe bulbe à axe horizontal, dont l’usage s’est répandu dans le monde pour les chutes inférieures à 15 m environ; par ailleurs, une expérimentation poussée a permis de définir les nuances des aciers à employer dans l’eau de mer et toutes les précautions à prendre en air marin.

L’usine de la Rance est implantée dans l’estuaire de Saint-Malo, en Bretagne, entre la pointe de la Briantais, sur la rive droite, et la pointe de la Brebis, sur la rive gauche (fig. 4); la largeur de la Rance à cet endroit est de 750 m environ. Les sondages ont montré que le lit était constitué par une roche granitique, recouverte par endroits de sable et de galets. Les fonds les plus profonds sont à 12 m au-dessous du zéro des cartes marines, qui correspond à peu près aux plus basses mers. La retenue s’étend jusqu’à l’écluse du Chatelier, près de Dinan, sur une vingtaine de kilomètres.

La superficie du bassin, pour une hauteur de 13,50 m, est de 22 km²; son volume utile (entre 0,00 et + 13,50 m) est de 184 millions de mètres cubes; le débit de pointe correspondant est de 15 000 m³/s à la mi-marée.

Une écluse est implantée dans la pointe sur la rive gauche (longueur du sas: 65 m; largeur: 13 m; radier à la cote + 2,00).

À l’intérieur du sas sont installés vingt-quatre groupes bulbes de 10 MW, trois transformateurs de 80 MVA (à 225 kV) et quatre ponts roulants de 90 t.

Une digue morte relie l’extrémité est de l’usine à l’îlot de Chalibert (longueur 175 m environ). Un barrage mobile est situé entre l’îlot de Chalibert et la rive droite (longueur 115 m; radier à la cote 漣 4,00; six vannes wagon de 15 m de largeur et de 10 m de hauteur).

Bien que cette usine ait été la première au monde de son espèce, la production en 1970, troisième année complète de fonctionnement industriel, atteignait déjà 503 millions de kilowattheures, justifiant ainsi complètement les espoirs mis en elle. Aujourd’hui, dans le monde, tous les nouveaux équipements hydrauliques de basse chute utilisent «le groupe bulbe» mis au point pour la première usine marémotrice.

L’avenir des usines marémotrices

De nombreux emplacements d’usines marémotrices ont été étudiés en France et à l’étranger.

En France, le plus important projet est le projet Cacquot, visant à équiper la baie du Mont-Saint-Michel entre Granville, les îles Chausey et la pointe du Grouin (énergie prévue: de 30 à 40 TWh par an); le projet Cotentin Ouest comporterait deux bassins en atoll au nord des îles Chausey.

À l’étranger, les projets les plus poussés ont été, aux États-Unis, les débuts des travaux à Passamaquody, en 1935. En Russie, une usine de quelques mégawatts fonctionne depuis 1968 à Kislaja, sur les côtes de Mourmansk; en Grande-Bretagne, une unité est implantée sur la Severn; enfin, au Canada, des études très approfondies ont eu lieu. Il s’agit de la partie canadienne de la baie de Fundy, où les marées sont parmi les plus fortes du monde. Disposant d’un budget de 2,5 millions de dollars, les Canadiens des Provinces maritimes ont examiné, en 1968 et 1969, vingt-trois emplacements, exécutant pour trois d’entre eux toutes les études ou examens sur place nécessaires, et leur conclusion fut la suivante: la conjonction d’une grande durée de construction et d’investissements élevés rend peu désirable un tel projet. Cette conclusion paraît encore aujourd’hui valable dans le monde entier. De plus, certains projets ont été arrêtés à cause des risques écologiques.

4. Marées terrestres

Les marées de la partie solide du globe ne sont pas directement accessibles, mais certains phénomènes manifestent la déformation élastique qu’il éprouve sous l’action de la force génératrice des marées et qui l’allonge de quelques décimètres dans la direction de l’astre et dans le sens opposé. Une déformation analogue affecte réciproquement l’astre perturbateur; on observe d’ailleurs un phénomène comparable dans les galaxies lorsque deux d’entre elles sont suffisamment voisines l’une de l’autre (cf. chap. 6).

La marée terrestre est statique parce que, en raison des liaisons qui limitent leurs déplacements, les particules du noyau solide occupent à tout instant la position d’équilibre compatible avec les actions qu’elles subissent. En outre, la période propre du globe, qui a une rigidité voisine de celle de l’acier, est très inférieure à celles qui apparaissent dans l’action des astres.

La marée terrestre se présente d’une façon purement qualitative sous la forme d’une marée souterraine dans certains puits ou dans des mines inondées, ainsi que dans les déplacements relatifs des bords de certaines failles. D’autres phénomènes se prêtent à la mesure, ce qui permet d’étudier quantitativement les paramètres d’élasticité du globe. L’analyse des marées océaniques de longue période, qui sont des marées relatives, ou celle de la variation des latitudes, obtenue en considérant la déviation de la verticale par rapport à l’axe du monde et non plus par rapport au sol, conduisent à des résultats de faible précision. Au contraire, des gravimètres et des pendules horizontaux, spécialement construits en vue de parvenir à une très haute précision, permettent de mesurer dans de bonnes conditions le phénomène de marée affectant l’accélération de la pesanteur ou la direction de la verticale. La marée de la pesanteur, dont l’amplitude peut atteindre 0,3 milligal, est sensiblement égale à 1,2 fois sa valeur théorique, mais ce coefficient semble varier légèrement avec le lieu d’observation et suivant la composante considérée.

5. Autres marées dans l’Univers

Parmi les nombreux objets de l’Univers qui sont soumis à des forces de marée, ce sont les galaxies doubles, les étoiles doubles, les satellites des planètes géantes et la Lune qui ont reçu le plus d’attention.

La marée sur la Lune

Entre la marée subie par la Terre et celle que subit la Lune, il existe deux différences importantes. Tout d’abord, à cause de la masse beaucoup plus grande de la Terre, l’intensité de la force génératrice des marées est nettement plus élevée sur la Lune, surtout si on la compare à la force de gravité produite par l’astre lui-même. Mais cela est compensé en partie par le fait que la Lune présente toujours la même face à la Terre; la rotation ne joue donc aucun rôle dans la marée, et les seules variations de la force génératrice sont dues aux variations périodiques de la distance entre les deux astres lorsque la Lune décrit son orbite elliptique autour de la Terre. Il reste que l’amplitude théorique de la marée est environ vingt fois plus grande sur la surface lunaire que sur la surface terrestre, et les matériaux de la croûte superficielle y sont donc soumis à des contraintes plus sévères. On en a la preuve directe lorsque des sismographes furent installés sur la Lune par les astronautes des missions Apollo; ces instruments ont détecté un ou plusieurs séismes chaque fois que notre satellite est passé au périgée, c’est-à-dire chaque fois que la force génératrice des marées était à son maximum.

Mais cette situation devait être différente dans le passé. On pense généralement qu’au début de son existence la Lune était animée d’un mouvement de rotation plus rapide, et que ce sont les forces de marée exercées par la Terre qui l’ont ainsi synchronisée avec le mouvement orbital. Ce processus de synchronisation devait être particulièrement efficace lorsque la matière lunaire était encore semi-fluide, avant son refroidissement complet; la dissipation visqueuse devait être alors très intense.

On essaie d’expliquer également par les forces de marée la dissemblance entre la face cachée et la face visible de la Lune, cette dernière présentant, par exemple, beaucoup plus de «mers» que l’autre. D’après cette théorie, la dissymétrie existait au départ et elle aurait figé la Lune dans son orientation actuelle. Mais, d’après une autre théorie, ce sont les marées, au contraire, qui auraient ainsi modelé le relief lunaire, ce qui paraît plus plausible, maintenant que l’on connaît l’activité sismique mentionnée plus haut. Ce dont on est sûr, c’est que les marées ont joué un rôle important dans l’évolution de notre satellite, et nul doute que la recherche spatiale en apportera d’autres preuves.

Effets de marée sur le système de Jupiter

On connaît depuis des siècles la configuration résonante des satellites galiléens de Jupiter. Les périodes orbitales de Io, d’Europe, de Ganymède et de Callisto présentent entre elles des rapports qui sont très voisins de nombres entiers ou rationnels; elles sont en effet proportionnelles à 1, 2, 4 et 28/3. Mais c’est seulement en 1979 que l’on a identifié avec certitude la cause de ce phénomène: ce sont les forces de marée exercées par la planète géante.

C’est le satellite le plus proche, Io, qui joue un rôle pivot dans ce mécanisme. Dû à la commensurabilité des périodes, sa voisine Europe induit sur son orbite une excentricité forcée qui est faible, certes (0,0041), mais néanmoins suffisante pour que la marée provoquée par le très massif Jupiter atteigne une hauteur de l’ordre de 100 mètres. Les auteurs de ce calcul (S. J. Peale, P. Cassen et R. T. Reynolds, 1979) estimèrent que la chaleur dégagée par friction dans cette marée était capable de faire fondre le satellite. Ils prédirent donc que Io devait être le siège d’un volcanisme intense, ce qui fut confirmé peu après par les superbes images prises par les sondes Voyager (fig. 5).

Sous l’influence de la marée produite en retour par Io, la rotation de Jupiter ralentit progressivement, et l’énergie cinétique perdue par la planète apparaît dans son satellite sous forme de chaleur. Mais ce transfert d’énergie s’accompagne d’un transfert de moment angulaire qui oblige les satellites galiléens à s’éloigner de la planète, tout en restant en résonance. C’est d’ailleurs cette expansion séculaire des orbites qui, dans le passé, a piégé successivement Europe, puis Ganymède, et enfin Callisto dans la résonance observée.

Notons enfin qu’un phénomène analogue ne semble pas se produire dans le système des satellites de Saturne; il est vrai que cette planète n’a rien à envier à Jupiter, car ses anneaux présentent toute une variété de comportements qui sont dus eux aussi au jeu des forces gravitationnelles.

La marée dans une étoile double

Plus de la moitié des étoiles de la Galaxie sont associées en systèmes doubles ou multiples, dont certains sont extrêmement serrés: la distance entre étoiles se mesure alors en diamètres stellaires. Dans ce cas, les étoiles sont soumises à des forces de marée puissantes, dont l’intensité est comparable à la gravité même. L’effet le plus spectaculaire est que la forme de l’étoile diffère notablement de la sphère, au point que son ellipticité devient observable et mesurable lorsque, comme il advient avec certaines, l’étoile est éclipsée par sa compagne. Non seulement la forme, mais aussi la répartition de brillance sur la surface perd alors sa symétrie sphérique: l’étoile est plus brillante là où la marée est à son minimum.

Les observations montrent que les forces de marée tendent, comme dans le cas de la Lune, à synchroniser la rotation avec le mouvement orbital. La viscosité joue toutefois un rôle mineur ici, et le freinage repose sur un autre mécanisme. On sait qu’à l’intérieur de la plupart des étoiles certaines régions sont soumises à des mouvements convectifs d’origine thermique. Dans ces régions, appelées zones convectives, les éléments turbulents ont un libre parcours moyen bien plus grand que les photons ou les particules atomiques, et ils créent une viscosité turbulente dont les effets sont semblables à ceux de la viscosité ordinaire d’origine radiative ou particulaire, mais qui est ici beaucoup plus efficace. C’est cette viscosité turbulente qui est responsable du léger retard de la marée sur la force génératrice, et donc du couple de freinage appliqué à l’étoile. La synchronisation de la rotation sera particulièrement rapide si l’étoile possède une zone convective tout près de la surface (comme le Soleil); de plus, l’orbite de l’étoile double, si elle était excentrique à l’origine, tendra alors à devenir circulaire, ce qui est confirmé également par les observations.

Lorsque l’étoile possède une enveloppe radiative, comme c’est le cas des plus massives d’entre elles, le mécanisme dissipatif le plus efficace que subit la marée est l’amortissement radiatif: les compressions et les dilatations qui se succèdent au cours du cycle des marées s’accompagnent d’échanges d’énergie sous forme de rayonnement, ce qui introduit un retard dans la réponse de l’étoile aux forces gravitationnelles qui la sollicitent. D’autre part, dans une telle étoile, la marée peut aussi entrer en résonance avec un mode d’oscillation propre de l’étoile. L’étoile se comporte en effet comme une cavité résonante; quand la période des marées est voisine d’une des périodes naturelles de l’étoile, celle-ci entre en résonance, et l’amplitude de la marée s’en trouve exaltée.

Enfin, les forces de marée ont probablement des effets sur l’évolution même de l’étoile: en freinant plus ou moins certaines couches à l’intérieur de l’étoile, elles induisent une rotation différentielle. Lorsque celle-ci est suffisamment accentuée, elle devient instable et peut produire le mélange entre des régions riches en hydrogène et le centre de l’étoile, où ce combustible nucléaire disparaît à mesure que l’étoile vieillit. Ce phénomène pourrait expliquer par exemple la présence de certaines étoiles dans des amas où toutes les autres étoiles de même masse sont à un stade beaucoup plus avancé de leur évolution; on a prouvé que ces étoiles au comportement anormal étaient en fait doubles, et il est fort probable qu’elles aient prolongé leur vie grâce à ce mécanisme de mélange.

6. Marées galactiques

L’attraction gravitationnelle agissant de façon différentielle sur un astre donne lieu au phénomène bien connu des marées. Sur la Terre, on l’a vu, les attractions de la Lune et du Soleil (mais surtout de la première car les forces de marée décroissent comme le cube de la distance) produisent les déformations et élongations des grandes étendues liquides que sont les océans, et que nous appelons communément marées. Mais le même phénomène se produisant sur des astres bien plus déformables que la Terre donne lieu à des effets beaucoup plus spectaculaires. C’est le cas des interactions entre galaxies, vastes amas d’étoiles, de gaz et de poussières, assemblés de façon très lâche, avec une cohérence limitée, n’ayant rien de comparable avec les roches denses dont est formée la Terre. Les déformations subies par les galaxies sont telles que l’on a longtemps douté que l’origine pouvait en être les marées gravitationnelles.

Observations

Comment observe-t-on les déformations? Les galaxies, que l’on détecte généralement par la lumière visible que rayonnent les étoiles ou par les ondes radio émises par le gaz, sont la plupart du temps des systèmes réguliers que l’on a pu classer d’après leur morphologie. On distingue ainsi des galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale plus ou moins aplatie, des galaxies à disque, extrêmement aplaties, et dans lesquelles se déroule une forme spirale, enfin des galaxies irrégulières amorphes. Il existe toutefois des exceptions, des systèmes qui ne peuvent entrer dans aucune classification: ce sont les galaxies dites «anormales» ou «particulières». Elles se distinguent par une partie centrale à peu près normale ressemblant aux galaxies spirales et des filaments lumineux, longs, fins, plus ou moins recourbés, s’étirant vers l’extérieur.

Ces galaxies anormales sont le plus souvent observées en groupes de deux ou plus, et leurs déformations ont tout naturellement été attribuées à l’interaction entre les galaxies. Ces filaments et extensions, parfois connexions entre les galaxies, sont assez faiblement lumineux et leur découverte date surtout des années 1950, époque où les télescopes devinrent assez sensibles pour les détecter.

Dans la figure 6 sont schématisés quelques exemples, tirés du catalogue de Halton Arp (1966). Le nombre de galaxies particulières, en interaction, se révèle être relativement important: il représente environ 1 à 2 p. 100 du nombre total de galaxies. Or, la durée de vie de ces déformations et de ces structures anormales est très faible – de l’ordre d’un dixième de l’âge de l’Univers –, ce qui tendrait à prouver que le nombre de rencontres entre galaxies est encore bien plus important. Ce fait est surprenant si l’on tient compte de la faible densité des galaxies dans l’Univers: la distance moyenne entre deux galaxies (dix millions d’années de lumière) est cent fois supérieure à leurs diamètres (cent mille années de lumière). Ce grand nombre de rencontres proviendrait du fait que les galaxies ont tendance à se former en groupes ou en amas, et ne sont pas distribuées de façon homogène dans l’Univers. De plus, on sait maintenant que les galaxies ne sont pas aussi compactes et isolées que l’on pensait autrefois, en se fondant sur les observations optiques. De nombreuses études – notamment celles de la cinématique du gaz très loin du centre d’une galaxie – suggèrent l’existence d’une masse invisible entourant la partie visible des galaxies. Cette masse sombre forme un système plus ou moins sphéroïdal autour des galaxies et est appelée halo. La cinématique des groupes de galaxies montre que la masse sombre pourrait s’étendre en couronne jusqu’à une distance de 1 million d’années de lumière, soit dix fois le diamètre visible des galaxies. La distance minimale entre deux galaxies pour qu’il y ait rencontre en est donc considérablement augmentée.

Nature des interactions

Ce n’est que grâce aux simulations sur ordinateur, qui se sont développées à partir des années 1970, que la nature de l’interaction entre galaxies a pu être déterminée avec certitude comme un phénomène de marée gravitationnelle. Auparavant, on ne croyait pas l’interaction gravitationnelle capable de produire les filaments fins et longs observés optiquement: les forces électromagnétiques semblaient constituer la solution au problème; les filaments pouvaient être la manifestation des tubes de force du champ magnétique guidant la matière. Pourtant, aucun modèle magnétique n’explique les caractéristiques générales observées dans les galaxies en interaction: par exemple, on distingue toujours deux points de déformation symétriques par rapport au centre de la galaxie. Pour une paire de galaxies, il existe un pont de matière entre les deux galaxies et deux filaments partant dans la direction diamétralement opposée, appelés «queues». Cette symétrie est la signature d’une interaction de marée. Ainsi, les marées provoquées par la Lune sur la Terre ont une périodicité de douze heures (et non de vingt-quatre heures) car le niveau de l’eau monte non seulement là où l’attraction de la Lune est la plus forte, mais aussi au point diamétralement opposé. Pourtant, dans l’hypothèse d’une interaction de marée, plusieurs problèmes restent à éclaircir. Pourquoi observe-t-on plus souvent les distorsions correspondant aux «queues» et non les «ponts» entre galaxies; pourquoi dans les amas riches de galaxies les manifestations spectaculaires des marées sont-elles absentes?

Modèles numériques

Les réponses aux questions précédentes se trouvent dans l’étude numérique du phénomène de l’interaction gravitationnelle. La simulation de la rencontre de deux galaxies est fondée sur un modèle simple appelé modèle «restreint à 3 corps»: chaque galaxie est représentée par un grand nombre de particules, mais qui n’interagissent pas entre elles, comme ce serait le cas dans un modèle à n corps, beaucoup plus complexe à traiter. Cette approximation est justifiée ici, car c’est surtout le comportement de la matière aux confins extérieurs des galaxies, là où l’attraction gravitationnelle extérieure et les déformations de marée sont les plus fortes, que l’on veut étudier. Au centre, la matière est très liée gravitationnellement à son propre noyau galactique et est peu sensible aux perturbations extérieures. Chaque modèle de galaxie est donc composé d’un noyau massif, comme si toute la masse y était concentrée, et d’un disque de particules n’interagissant pas entre elles, orbitant autour du noyau et soumises aux forces gravitationnelles de la galaxie compagnon. Ainsi le calcul se ramène à plusieurs interactions à trois corps entre une particule du disque et les deux noyaux galactiques: le modèle est «restreint» car la particule en question a une masse négligeable et n’interagit pas elle-même avec les noyaux. Initialement, les particules sont distribuées dans le disque de façon homogène et axisymétrique, avec des trajectoires képlériennes autour du noyau. La distribution de masse du noyau est choisie telle que les particules soient en rotation différentielle, les particules externes tournant moins vite que les particules internes, comme c’est le cas dans toutes les galaxies réelles.

Pour illustrer le déroulement de la simulation, prenons un exemple concret, celui du système de galaxies appelé les Antennes , en raison de sa ressemblance avec un insecte (fig. 7). Ce système très spectaculaire est le premier qui ait été découvert puisqu’il a été observé en 1917, avant même que ne soit démontrée l’existence de galaxies extérieures. Le système observé apparaît relativement symétrique et fait penser à l’interaction de deux galaxies de masses égales. La figure 8 représente les diverses étapes de la rencontre gravitationnelle. Les forces de marée, qui décroissent très vite avec la distance, ne sont sensibles qu’au moment de plus grande approche des deux galaxies. En effet, ces forces proviennent de la différence d’attraction gravitationnelle qu’exerce le compagnon, d’un point à l’autre de la galaxie. Cette attraction variant avec la distance r selon la loi bien connue en 1/r ², l’attraction différentielle de marée varie en 1/r ³. À la distance minimale d’approche (au temps 0), les particules vont subir une très forte impulsion, qui, dans le cas simulé ici, dure quelques centaines de millions d’années, soit 10 p. 100 de la durée de la rencontre. Aucune perturbation n’est encore perceptible, mais les particules ont acquis les vitesses non circulaires qui vont permettre aux filaments de se déployer. L’impulsion étant donnée, le phénomène n’est plus que cinématique: les particules s’éloignent du centre des galaxies en deux points opposés; d’un côté, le pont de matière entre les galaxies disparaît assez vite car les particules sont capturées par l’une ou l’autre des deux galaxies; de l’autre côté, par contre, les filaments formant les queues peuvent se déployer et se recourber grâce à la rotation différentielle, qui demeure (les bords, tournant moins vite, «traînent» par rapport au centre). Il faut bien noter que, dans la figure 8, les déformations des disques galactiques ne proviennent pas du tout de collisions entre les particules (celles-ci ne sont pas prises en compte) mais uniquement des forces de marée à distance. Cette simulation montre que les forces gravitationnelles seules sont capables d’engendrer les filaments fins et courbés observés dans les galaxies en interaction. Les ponts, ou connexions entre les galaxies, ont une durée de vie très courte (la matière, nous l’avons vu, est rapidement dispersée et piégée par les galaxies mêmes): conformément aux observations, les filaments correspondant aux points symétriques de la marée sont beaucoup plus persistants, et caractéristiques d’une interaction. Si ces marées géantes ont des effets si importants, c’est que les galaxies peuvent s’approcher très près l’une de l’autre. Leur trajectoire relative est une parabole à passage presque rasant: la distance minimale d’approche est de l’ordre de la somme des rayons. De plus, le passage est de sens direct. Le compagnon tourne autour du noyau galactique dans le sens de la rotation des particules. Ainsi celles-ci peuvent suivre plus longtemps l’attraction gravitationnelle du compagnon; on a affaire à un phénomène de résonance. Dans un passage indirect, ou rétrograde, les forces de marée n’ont qu’une très faible influence et ne produisent que de légers gauchissements des plans galactiques.

D’autre part, pour que les filaments aient une apparence si fine et si cohérente, il faut que la matière qui les compose ne soit pas agitée de mouvements très désordonnés, que la dispersion des vitesses des particules soit faible. Cela n’est le cas que pour le composant gazeux d’une galaxie et les étoiles jeunes et brillantes qui viennent de se former à partir du gaz. Les étoiles vieilles et beaucoup moins lumineuses ont une dispersion de vitesses cinq fois supérieure à celle du gaz. Les filaments et extensions formés avec les étoiles vieilles doivent être beaucoup plus larges et dispersés. C’est en effet ce que confirment les observations: des photographies beaucoup plus exposées des Antennes (fig. 9) montrent qu’à un faible niveau de luminosité les filaments sont très épaissis.

Marées et structure spirale

L’interaction de marée est un des mécanismes générateurs de structure spirale dans les galaxies. Deux perturbations en deux points opposés de la galaxie sont engendrées par le passage d’un compagnon. Ces deux perturbations, correspondant aux ponts et aux queues déjà signalés, donnent naissance à deux bras spiraux qui se développent et s’enroulent par rotation différentielle. La figure 10 illustre parfaitement le mécanisme: la galaxie Messier 51, dans la constellation des Chiens de chasse, est une des plus belles galaxies spirales, et la première qui ait été découverte (fig. 10 a). À l’extrémité d’un des deux bras spiraux enroulés, on distingue une galaxie compagnon de masse environ quatre fois plus petite et qui serait à l’origine de la spirale de Messier 51, comme le suggèrent les simulations numériques (fig. 10 b). En fait, une étude plus poussée montre que les perturbations externes dues aux forces de marées engendrent bien une onde de densité de forme spirale qui se propage vers l’intérieur et s’amplifie. Environ 15 à 20 p. 100 de toutes les galaxies spirales devraient leur structure à deux bras spiraux à ce mécanisme de marées gravitationnelles. Ce n’est toutefois pas un mécanisme général, car il existe un grand nombre de galaxies spirales isolées.

Marées et régions actives

Les marées provoquent dans les galaxies en interaction de violents mouvements et des brassages de matière. Le composant gazeux notamment subit de fortes compressions, les collisions entre nuages interstellaires sont favorisées et, par instabilité gravitationnelle du gaz, de nouvelles étoiles se forment en grand nombre.

Les galaxies en interaction possèdent ainsi des régions très actives de formation d’étoiles et une population stellaire globalement plus jeune que les galaxies isolées du même type. Dans certains systèmes, on a pu déterminer les lieux de formation d’étoiles. Ainsi, dans la paire de galaxies appelée les Souris (fig. 11), et également dans les Antennes , les régions situées aux extrémités des longs filaments se révèlent, par études spectroscopiques et photométriques, être des protubérances sphéroïdales de couleur plus bleue que la couleur d’une galaxie normale. Les étoiles sont nées au moment de la distance minimale d’approche des deux galaxies. Ces régions possèdent des groupes d’étoiles très brillantes et des régions de gaz ionisé étendues, associées à ces étoiles jeunes.

L’extrémité des filaments correspond donc à la région où la compression du milieu interstellaire a été la plus forte. Ces protubérances ressemblent à des galaxies naines et pourraient être à l’origine de certaines d’entre elles qui paraissent aujourd’hui isolées. Elles subsisteraient, seules, après la dispersion des filaments dans l’espace.

Dans un certain nombre de systèmes en interaction, les effets des marées gravitationnelles sont beaucoup plus dramatiques dans le composant gazeux que dans le composant stellaire, et n’apparaissent nettement que dans les observations de l’hydrogène atomique dans sa raie d’émission radio à 21 cm de longueur d’onde. C’est le cas par exemple du groupe de galaxies entourant Messier 81, une spirale à deux bras relativement régulière. L’image radio de la distribution du gaz (fig. 12) montre nettement la connexion de matière reliant Messier 81 à son compagnon NGC 3077; un pont analogue relie Messier 81 à son deuxième compagnon, Messier 82. La structure spirale de Messier 81 pourrait avoir été déclenchée par l’interaction, et une onde de densité spirale avoir été ensuite amplifiée vers l’intérieur de la galaxie.

La Galaxie et les Nuages de Magellan

Notre propre Galaxie, la Voie lactée, est en interaction avec deux galaxies irrégulières proches: les Nuages de Magellan. De la position interne de la Voie lactée où nous sommes, il est très difficile de percevoir directement les effets des marées. Toutefois, les observations du gaz dans le domaine radio permettent de distinguer une série de nuages d’hydrogène atomique formant un filament recourbé entourant le plan de la Voie lactée, à 90⁰ d’inclinaison: cet ensemble de nuages est appelé courant magellannique . Le Grand et le Petit Nuage de Magellan y sont noyés. Des simulations numériques analogues à celles qui ont déjà été présentées montrent que le courant magellannique est un vestige du passage très proche des Nuages de Magellan et de la Voie lactée, il y a quelques centaines de millions d’années. Une autre conséquence de cette rencontre est la distorsion très nette du plan de la Voie lactée; celle-ci, au lieu d’être un disque plat, est gauchie à ses extrémités: à partir de la position du Soleil, c’est-à-dire à 30 000 années de lumière du centre environ, le plan gazeux se relève d’un côté et se rabat de l’autre, si bien que le profil du disque galactique vu par la tranche aurait l’apparence d’un signe intégrale ou d’un «S» aplati. Cette déformation caractéristique n’est pas statique: il s’agit en fait d’une oscillation périodique du plan, un peu comme les claquements d’un drapeau au vent. Des travaux théoriques ont montré que vers l’extérieur de la Galaxie, là où les forces gravitationnelles ont une géométrie plus sphérique que plane à cause du halo galactique, ces oscillations pourraient se prolonger très longtemps et ne s’amortiraient que bien longtemps après la rencontre gravitationnelle qui leur a donné naissance. Ainsi serait expliquée une des énigmes posées par les observations du gaz dans les galaxies: près de 80 p. 100 des galaxies ont leurs parties externes distordues en forme de «S» et la plupart d’entre elles n’ont pas de compagnon très proche. Elles auraient subi l’interaction de marée d’autres galaxies dans un passé plus lointain.

Collisions

Jusqu’à présent, nous avons décrit les effets des marées galactiques dans le cas de rencontres gravitationnelles proches, mais pas de véritables collisions. Les trajectoires des deux compagnons pouvaient être schématisées en paraboles, hyperboles ou ellipses, selon le nombre de passages. Dans certains cas plus rares, le paramètre d’impact d’une des galaxies est inférieur au rayon de l’autre: il y a véritable collision.

Tous les cas possibles ont été simulés par ordinateur et la figure 13 montre l’évolution des effets de marée lorsque l’on passe de la simple rencontre à la collision de plein fouet. Les bras spiraux qui se formaient auparavant se transforment progressivement en anneau autour du centre de la galaxie. L’impulsion donnée par le compagnon lors de la traversée de la galaxie «cible» revient à une attraction de la matière de cette dernière vers le centre, et le disque de la galaxie rétrécit tout d’abord; mais le compagnon parti, les particules ont alors acquis trop d’énergie pour leur distance au centre: elles rebondissent et sur leur lancée s’éloignent en anneau. Bien souvent, le phénomène est moins régulier et symétrique, et, après l’interaction, il se forme un certain nombre de rides concentriques, incomplètes, en arc de cercle; ces rides sont les témoins d’une collision récente. Un certain nombre de galaxies en anneaux ont été observées, et l’interprétation de leur structure en termes de marées est confirmée par l’observation, près de l’axe du disque de la galaxie, d’un compagnon, composé d’un noyau et quelquefois aussi d’un anneau visible (fig. 14 et 15). Parfois le noyau est éjecté hors du plan de la galaxie, la collision agissant séparément sur le noyau dense et le disque diffus.

Fusions de galaxies

Lors d’une rencontre de galaxies, l’interaction de marée met en mouvement d’énormes masses de gaz et d’étoiles; d’où provient l’énergie cinétique et potentielle nécessaire à ces déformations? En fait, dans toute rencontre, les marées sont équivalentes à une friction dynamique. Les galaxies sont freinées dans leurs orbites l’une par rapport à l’autre: l’énergie des déformations est fournie aux dépens de l’énergie cinétique orbitale des galaxies elles-mêmes. Les galaxies se rapprochent l’une de l’autre en décrivant des spirales et, dans un temps plus ou moins court, de l’ordre de plusieurs centaines de millions d’années, elles finissent par fusionner.

Plusieurs systèmes de galaxies en cours de coalescence ont été observés. Les témoins de l’interaction sont deux grands filaments recourbés qui semblent jaillir d’un amas informe de matière galactique où l’on ne saurait reconnaître ni noyau, ni disque galactique (fig. 16). Cette phase de coalescence est relativement brève par rapport à la vie des galaxies; or, plus d’une dizaine de systèmes en coalescence sont observés parmi les galaxies qui nous entourent. Par une extrapolation, qui est toutefois assez incertaine, environ 10 p. 100 des galaxies auraient fusionné depuis le début de l’Univers. Que deviennent donc ces galaxies après fusion et sous quelle forme les voyons-nous aujourd’hui? Toujours par simulations numériques, mais cette fois en tenant compte de l’autogravitation de la matière, qui, dans une vraie collision, a une importance capitale, l’étude de la fusion entre deux galaxies montre que la matière des deux compagnons se réarrange progressivement; les deux condensations qui formaient auparavant les deux noyaux s’effacent et l’ensemble forme un système sphéroïdal regagnant la symétrie axiale en plusieurs centaines de millions d’années encore. Il n’existe plus de disque galactique, mais le système final ressemble à une galaxie elliptique ou lenticulaire. Certaines d’entre elles pourraient ainsi être formées par ce processus. Les fusions entre galaxies sont si fréquentes au centre des amas riches de galaxies qu’il existe la plupart du temps un objet très lumineux au centre même de l’amas, en quelque sorte une galaxie énorme et très brillante, qui correspond à l’accumulation de plusieurs galaxies normales. Ces objets très lumineux sont appelés «galaxies cannibales». Le centre de l’amas est un puits de potentiel gravitationnel qui attire les galaxies dans leurs orbites; elles finissent par être avalées par le «monstre» central.

Les interactions dans les amas

Mis à part ce phénomène de «cannibalisme», l’interaction entre galaxies n’est pas très spectaculaire dans les amas. On ne distingue pas de systèmes subissant des marées, les filaments et les distorsions sont rares. Pourtant, les rencontres devraient être favorisées par la grande densité de galaxies. En fait, justement à cause de cette grande densité, l’énergie cinétique des galaxies est grande, la vitesse relative entre galaxies est de l’ordre de 1 000 km/s.

Le passage proche de deux galaxies à une telle vitesse n’est pas favorable aux actions de marées et aux échanges de gaz et de matière entre galaxies. Seuls des passages à une vitesse 5 à 10 fois moins grande sont capables d’entraîner des déformations de marées. Pourtant, dans les amas riches, les galaxies elliptiques et lenticulaires sont beaucoup plus fréquentes que parmi les galaxies isolées. Ce caractère est-il tout de même dû aux interactions entre galaxies, moins efficaces mais bien plus fréquentes que pour des galaxies plus isolées? Ou bien à la présence d’un gaz intergalactique chaud, abondant dans les amas, qui tendrait à évaporer le gaz des galaxies et même à le balayer, empêchant les disques de se former? La solution pourrait provenir du processus de formation même des galaxies. Les galaxies spirales, selon certaines hypothèses, ne naîtraient qu’en deux étapes: formation d’un bulbe galactique sphéroïdal par constitution rapide d’étoiles au centre, puis accrétion de gaz provenant du halo pour former le disque. Or, les interactions fréquentes des galaxies d’un amas détruisent tout halo existant, et la seconde étape n’aurait pas lieu.

Ainsi, les forces gravitationnelles de marée, bien connues par leurs effets sur les planètes du système solaire et en particulier par les marées terrestres, se révèlent être à l’origine de perturbations beaucoup plus curieuses et gigantesques lorsqu’elles agissent entre les galaxies. Leur importance est d’autant plus grande que les galaxies se sont souvent formées en paires et en petits groupes et qu’elles sont beaucoup plus proches les unes des autres que si leur densité était homogène dans l’Univers. Dans certains cas, la friction dynamique engendrée est si forte que, après un ou deux passages proches, les galaxies voient leur orbite se resserrer et elles finissent par fusionner en quelques centaines de millions d’années. La formation et la structure d’une galaxie dépendent donc considérablement de son environnement.