EVOLUTION DE L UNIVERS

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1 EVOLUTION DE L UNIVERS 1. LE BIG BANG OU NAISSANCE DE L UNIVERS Au début de l'univers, il s'est produit une formidable explosion (le Big Bang). A l'instant seconde après le Big Bang, l'univers est entièrement contenu en un point infiniment petit ou la température est (peut-être) infiniment élevée. A ce moment, l Univers est constitué d'énergie pure, de la lumière extrêmement énergétique sous la forme de grains de lumière : un gaz de photons. Dans ce gaz de photons, la température est extrêmement élevée (>10 32 degrés). C'est dans ces conditions que la matière a commencé à se former. Le Big Bang a provoqué l'expansion de l'univers. Le gaz de photons se comporte exactement comme un gaz matériel : son expansion provoque une diminution de la température de l'univers. Depuis la température extrême des premiers instants, la diminution a été constante. Actuellement, la température moyenne de l'univers n'est plus que de l'ordre de 3 K. 2. FORMATION DES PREMIERES PARTICULES Pour fabriquer de la matière, il suffit que deux photons très énergétiques entrent en collision. L'énergie dégagée durant le choc permet la fabrication de particules (E = m.c 2 ). Au debut, comme les photons avaient une très grande énergie, les particules les plus lourdes ont pu se créer. Après, l'univers a commencé à se refroidir et l énergie des photons a diminué. Les particules de plus en plus légères ont pu continuer à se former 2.1. Quelques dates de la formation de l Univers Entre l instant et l instant 10-5 s il y a formation des quarks, des gluons, des muons, des électrons, des neutrinos, la température est comprise entre et K Entre l instant 10-5 et l instant 10 2 s il y a formation des protons, des neutrons, des électrons, des neutrinos, la température est comprise entre et 10 9 K Les électrons peuvent encore se former alors que la température diminue. La densité de l'univers a déjà fort diminué, mais elle est encore de 3,8 milliards de kg/litre. L'énergie des photons est encore telle, à ce moment, que toutes les particules citées ne peuvent s'unir pour former des atomes, ni même des noyaux d'atomes. Entre l instant 10 2 s et l instant 10 5 ans La température devient assez basse pour que les photons n'empêchent plus la formation du premier noyau la température est comprise entre 10 9 et 3000 K Un proton et un neutron s'associent pour former un noyau de deutérium p n D D n T D D He Entre l instant 10 5 ans et l instant 10 9 ans La température devient suffisamment basse pour que les noyaux s unissent aux électrons pour former les premiers atomes : hydrogène, deutérium, hélium, En construisant brique par brique, on a obtenu des atomes de plus en plus lourds. La chaîne de réactions pourrait théoriquement continuer jusqu'aux éléments lourds, mais l'expansion de l'univers interrompt le processus. Le temps que le deutérium et l'hélium soient formés, l'univers s'est tellement dilué que les particules ne se rencontrent plus : les réactions nucléaires ne se produisent plus. Cosmologie 63 - Page 1 sur 6

2 10 9 ans plus tard, la température n'est plus que de 15 K. Une nouvelle histoire peut alors commencer :celle de la formation des étoiles 3. LA FORMATION DES ETOILES La densité moyenne de matière dans l'univers au début de l'ère stellaire est de l'ordre de kg/dm3. Ceci signifie que la matière est déjà fort dispersée. Les atomes qui constituent l'univers s'attirent sous l'effet de la force de gravitation ; cependant, la masse des atomes est faible, donc l'intensité des forces de gravitation entre ces atomes sera faible. Mais l'intensité de cette force n'est pas nulle. Le temps passant, on assiste à la formation de gigantesques nuages gazeux (plus de masses solaires) en certains endroits de l'univers. La sauce cosmique perd son caractère homogène : les embryons des futures étoiles et galaxies se forment. La condensation des gaz galactiques s'est faite très progressivement. Des masses de plus en plus importantes ont attiré la matière à elles en formant ainsi des étoiles dans chacune des galaxies. Chaque étoile continue à se concentrer sur elle-même sous l'effet de son propre champ gravitationnel. La matière au centre de l'étoile est soumise à des pressions formidables : il en résulte une augmentation de la température ( K) et de la densité permettant l'amorce des réactions thermonucléaires L'étoile consomme l'hydrogène dont elle est formée. Les noyaux d'hydrogène sont mis en contact et fusionnent en atomes d hélium. L'hydrogène étant épuisé, ce sont maintenant les atomes d hélium qui vont fusionner de manière à fabriquer des atomes de plus en plus lourds : C, O, Ne. La quantité d'hélium présent dans le coeur de l'étoile diminuant, par des phénomènes de fusions successives, des noyaux de plus en plus lourds se forment par fusion d atomes plus légers : (Na, Mg, Al, Si, P, S,...). Les noyaux plus lourds que le fer ont dû se former par captation de nucléons (protons ou neutrons) et non par fusion. Lorsque le combustible nucléaire vient à manquer, l'histoire de l'étoile se termine. 4. STRUCTURE DE L UNIVERS Les étoiles ont tendance à se grouper en amas d étoiles dont la masse totale est de l ordre du million de masses solaires. En 1924, grâce au télescope du Mont Wilson, Edwin Hubble est entré dans l histoire des sciences en montrant sur une photo de la nébuleuse d Andromède (2 millions d al) que celle-ci contenait elle-même des étoiles. L utilisation de télescopes de plus en plus puissants a permis de résoudre un grand nombre de ces nébuleuses en groupes d étoiles : ce sont des galaxies. Les galaxies sont des ensembles relativement homogènes d étoiles groupées sous l effet d une force qui retient les étoiles constituantes près de leurs voisines : cette force est la gravitation, celle-là même qui retient la Terre près du Soleil, la Lune autour de la Terre et qui fit tomber une pomme sur la tête de Newton. La masse moyenne d une galaxie varie entre 100 et milliards de masses solaires. Notre galaxie : la Voie Lactée a une forme spiralée. Une vue de profil montre un disque enflé en son centre ; elle renferme plus de cent milliards d étoiles. Son diamètre est de cent mille années-lumière et son épaisseur de cinq mille annéeslumière. Le Soleil est situé aux deux tiers de la distance entre l axe du disque et son bord extérieur. Toutes les étoiles de la galaxie tournent autour de l axe du disque. Le Soleil en fait un tour complet en 200 millions d années. La distance moyenne entre les galaxies est de l ordre du million d années-lumière. On a mis en évidence plus d un milliard de galaxies grâce aux instruments d observation actuels. De même que les étoiles s attirent entre-elles, les galaxies ont tendance à s assembler pour Cosmologie 63 - Page 2 sur 6

3 former des amas de galaxies, ces amas se groupant eux-mêmes en super-amas qui rassemblent de 100 à galaxies. Les structures essentielles que l on rencontre dans l Univers sont donc : les étoiles, les amas d étoiles, les galaxies, les amas de galaxies, les super-amas de galaxies. 5. NAISSANCE, VIE ET MORT DES ETOILES 5.1. Naissance La vie des étoiles débute au sein d'un nuage de gaz et de poussières interstellaires. Le gaz en question est pour l'essentiel un mélange d'hydrogène H (73 % en masse) et d'hélium He (25 %) ; les autres éléments n'interviennent que pour les 2 % restant. Une telle formation est appelée un globule de Bok. On considère généralement que le nuage commence à se contracter sous l'effet de son propre champ de gravité suite à une perturbation causée, par exemple, par l'explosion d'une supernova proche. Comme tout gaz comprimé, la matière du nuage interstellaire va voir sa température augmenter au fur et à mesure de la contraction. Avec l'accroissement de la masse volumique des régions centrales, les inhomogénéités qui se créent inévitablement sont sources d'instabilité et le nuage se fragmente en multiples centres secondaires de contraction. Pour ceux d'entre-eux qui sont suffisamment massifs, la contraction gravitationnelle se poursuivra tant et si bien que la température des régions centrales atteindra une dizaine de millions de degrés. À cette température, la matière est totalement ionisée ; elle forme un plasma de noyaux atomiques, de protons et d'électrons. L'énergie cinétique élevée des protons leur permet alors de s'approcher suffisamment pour que les forces attractives d'interaction nucléaire prennent le dessus et causent la fusion des deux particules. Les collisions peuvent dès lors donner lieu à des réactions de fusion nucléaire. Ces réactions sont exothermiques (elles libèrent de l'énergie). L'élévation de température et de pression qui en résulte stoppe la contraction de l'objet. À ce stade, une étoile est née Vie de l étoile Durant la majeure partie de sa vie, une étoile tire son énergie des réactions de fusion de l'hydrogène en hélium. Cette énergie contribue à maintenir dans son coeur une pression suffisante pour lui permettre de résister à l'effondrement sous le poids des couches supérieures. Lorsque les réserves de combustible nucléaire sont épuisées dans le coeur, la gravité reprend le dessus et la contraction se poursuit, provoquant une nouvelle élévation de la température centrale. Avec elle, l'énergie cinétique des collisions entre noyaux s'accroît et finit par permettre le déclenchement de réactions de fusion de noyaux plus lourds. Celles-ci se poursuivront jusqu'à épuisement du nouveau combustible. On pourrait imaginer que cette alternance entre phases de contraction gravitationnelle et phases de fusion nucléaire de noyaux de plus en plus lourds se poursuive indéfiniment et assure à l'étoile de toujours trouver des ressources énergétiques lui permettant de résister à l'effondrement. Deux raisons majeures s'y opposent, qui conduiront à deux destins très différents... : la naine blanche (étoiles de masse initiale inférieure à 8 masses solaires) ; la supernova (étoiles de masse initiale supérieure à 8 masses solaires) Mort de l étoile peu massive La contraction gravitationnelle d'une étoile peu massive ne parvient pas à produire des températures très élevées au centre. Après les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium, celles de l'hélium en carbone pourront avoir lieu. Après épuisement de l'hélium, une pression empêche la matière de se contracter et donc empêche la Cosmologie 63 - Page 3 sur 6

4 température d'atteindre une valeur suffisante pour provoquer l'allumage des réactions de fusion du carbone. Simultanément, l'enveloppe de l'étoile se répand dans le milieu interstellaire en un «vent stellaire» animé de vitesse de l'ordre d'une dizaine de kilomètres par seconde. Le phénomène culmine par l'éjection des dernières couches de l'enveloppe à des vitesses beaucoup plus élevées lors de la phase de nébuleuse planétaire. Seule subsistera la partie centrale de l'étoile, très chaude, émettant un rayonnement ultraviolet très intense qui illuminera le gaz de la nébuleuse planétaire. Dans chaque cas, l'étoile arrivée en fin de vie est visible au centre de sa nébuleuse : on l'appelle naine blanche à ce stade. Après quelques milliers ou dizaines de milliers d'années, la nébuleuse elle-même se sera dispersée dans l'espace et ne sera plus visible. À plus long terme, l'étoile centrale deviendra un astre de plus en plus froid et de moins en moins lumineux, rayonnant dans des longueurs d'onde de plus en plus grandes et, finalement, un astre «éteint», une naine noire. Il faut noter que la désignation de nébuleuse planétaire ne traduit aucun lien avec une structure liée aux planètes ou à leur formation. 6. EXPANSION DE L UNIVERS L'expansion de l'univers est observable. Quand on l'analyse précisément, on trouve que la lumière des galaxies présente une modification par rapport aux spectres obtenus en laboratoire. Au laboratoire, les raies des différents éléments chimiques tels que l'hydrogène, l'azote, le fer, etc, sont situées à des places bien déterminées. Or les raies des spectres des galaxies ne sont pas à leur bonne place, les couleurs visibles se trouvant décalées vers le rouge. Plus précisément, les longueurs d'onde observées sont plus grandes que celles du laboratoire. L'effet est très courant en astronomie : un tel décalage est observé pour de nombreuses étoiles et autres objets célestes. Il s'interprète comme un effet dû à la vitesse que l'objet émetteur possède par rapport à la Terre. Si cet objet s'éloigne, le spectre est décalé vers le rouge; s'il se rapproche, il est décalé dans l'autre sens, vers le violet. En astrophysique l'importance de cet effet, connu sous le nom d'effet Doppler, est considérable à cause des diagnostics de vitesses qu'il permet. Or les galaxies n étant pas animées de vitesse de déplacement, l'expansion n'est donc pas justifiable d'un traitement de type effet Doppler. L'analogie suivante va nous le montrer. Imaginons un élastique sur lequel deux fourmis se déplacent à la même vitesse. L'effet de base à considérer est que la distance entre les fourmis, qui resterait constante en l'absence de variation de longueur de l'élastique, va suivre fidèlement l'allongement ou le rétrécissement éventuel du support. Si l'élastique est deux fois plus étendu, la distance mutuelle doublera; s'il l'est trois fois, elle triplera. De ce fait, la distance mutuelle des fourmis constitue une mesure (relative) des dimensions de l'élastique. L'élastique symbolise l'espace, susceptible de se dilater ou de se contracter. Les fourmis symbolisent les crêtes successives d'un signal lumineux se propageant dans l'espace. On peut trouver la comparaison très élémentaire, mais il se trouve qu'elle est quantitativement valable. La distance entre deux crêtes successives est ce que l'on appelle la longueur d'onde du rayonnement. C'est cette longueur d'onde qui va s'accorder aux dimensions, à la taille, de l'espace. En guise d'illustration, imaginons que les émissions de telle station de radio émettant sur Terre à 1829 mètres de longueur d'onde soient reçues sur une planète très lointaine. Si l'univers, par suite de son expansion, était devenu deux ou trois fois plus grand entre le moment de l'émission et le moment de la réception, la station serait reçue non plus sur 1829 mètres mais sur 3658 m (2 fois 1829 m) ou sur 5487 m (3 fois 1829 m). Les astronomes ne passent naturellement pas leur temps à capter les émissions radios Cosmologie 63 - Page 4 sur 6

5 diffusées par les habitants de galaxies mais en revanche, ils reçoivent et étudient les émissions lumineuses de la matière constituant les galaxies, émissions qui sont de même nature physique que les OEM perçues par nos récepteurs de radio ou de télévision. Ainsi par exemple vont-ils observer l'émission H dont la longueur d'onde initiale est de 658 nm à l'émission Supposons alors que l'astronome mesure la position de cette raie dans le spectre et trouve une longueur d'onde de 0662,8 nm, plus grande que le 658 nm annoncé. Que va-t-il déduire, s'il décide, pour des tas de bonnes raisons, que le décalage est dû à la dilatation de l'espace? C'est tout simple. À l'aide de sa calculette il constate que la longueur d'onde observée de la raie H est 1% plus grande que la longueur d'onde du laboratoire. Comme il sait aussi que cette longueur d'onde reflète les dimensions de l'univers, il en conclut que cet Univers est maintenant, à la réception du rayonnement, 1% plus grand qu'il ne l'était à l'époque où l'émission s'était produite. Il nous manque cependant une information précieuse concernant la chronologie des événements. Dans notre exemple, nous disons que l'univers était 1% plus petit, mais à quelle époque? C'est la réponse à cette question qui nous fournira le taux d'expansion de l'univers, c'est-à-dire la mesure de la rapidité avec laquelle le monde se dilate. Nous sommes confrontés du même coup à une mesure de distance. En effet pour connaître le temps que la lumière a mis pour nous parvenir, il faut évaluer la distance totale qu'elle avait à parcourir, entre la Terre et la galaxie émettrice. C'est à l'astronome américain Edwin Hubble que revient le mérite d'avoir accompli les premiers sondages en profondeur de l'univers à une échelle qui allait se révéler extragalactique. Il a prouvé (en 1924) que certains objets célestes d'apparence nébulaire, comme la fameuse nébuleuse d'andromède, étaient situés en dehors de notre propre Galaxie, étendant d'emblée de façon considérable l'échelle du monde. Il reculait les limites de l'univers en montrant que celui-ci ne se limitait pas à notre seule Galaxie mais qu'il était au contraire constitué d'une myriade de galaxies dont les distances se comptaient en millions d'années lumière. Puis, tout en poursuivant ses études systématiques sur la morphologie, la classification et le dénombrement de ces nouvelles galaxies composant notre Univers, Hubble affina ses mesures de distance. En combinant mesures de distances et dilatations (ou décalages) des longueurs d'onde mentionnées plus haut, Hubble découvrit un fait extraordinaire : plus la distance des galaxies observées était grande, plus la dilatation en longueur d'onde était grande. Cette proportionnalité entre décalage et distance constitue la fameuse «loi de Hubble». c Z H D c vitesse de la lumière Z décalage spectral H constante de Hubble D distance de la galaxie Univers verrait croître ses dimensions au rythme de 1% en 100 ou 200 millions d'années. 7. NOTRE ETOILE : LE SOLEIL Le Soleil est situé aux deux tiers du rayon galactique,il appartient à un bras spiral de la galaxie. Il s'agit d'une sphère gazeuse d'un rayon de km et d'une masse de 2 10 kg, dont l'hydrogène constitue les trois quarts. La température du noyau central du Soleil, région occupant un quart de son rayon, est estimée à 15,5 millions de degrés, et la densité centrale à cent cinquante fois celle de l eau. Ces conditions permettent le déroulement de réactions thermonucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium. L'énorme puissance libérée dans le coeur traverse le globe solaire et finit par s'en échapper sous forme notamment de rayonnement visible. Cosmologie 63 - Page 5 sur 6 30

6 Photosphère La photosphère pourrait être définie comme la surface du Soleil telle que l œil la voit. La température effective de la photosphère, de kelvins, explique la couleur blanc-jaune perçue par l œil. Étant donné sa nature gazeuse, la photosphère ne présente pas un aspect immuable. Au contraire, on peut y observer des régions plus froides (4 000 degrés), et donc plus sombres, les taches solaires, ainsi que des régions légèrement plus chaudes, donc plus brillantes, les facules. En outre, une observation fine permet de détecter la granulation solaire («grains de riz»), trace de l'incessant bouillonnement de la photosphère, assurant le transfert de l'énergie par convection Chromosphère Les observations lors d éclipses indiquent qu immédiatement au-dessus de la photosphère existe une région de couleur rouge vif d environ kilomètres d épaisseur, la chromosphère, dont la température, à l inverse de celle de la photosphère, croît avec l altitude. Des langues de gaz, les protubérances se détachent de la chromosphère La structure des protubérances solaires est manifestement organisée par les champs magnétiques locaux. Les arches qu'elles dessinent rappellent indéniablement les spectres magnétiques obtenus à l'aide de limaille de fer saupoudrée sur une feuille de papier sous laquelle est placé un aimant. Alors que le champ magnétique global du Soleil est très faible, les champs locaux sont très intenses. Ils sont associés aux taches solaires et aux centres actifs. Les modifications parfois brutales de leurs structures sont des phénomènes violents qui seraient à l'origine du chauffage du plasma ténu de la couronne solaire jusqu'à des températures de l'ordre du million de degrés. Les groupes de taches solaires apparaissent et disparaissent sur la photosphère. On a remarqué que le nombre de taches présentes varie cycliquement, avec un maximum environ tous les onze ans. Ce cycle est dit undécennal. Lexique les galaxies (et amas) : ensemble de gaz et matière déjà évolués, de forme spirale (la nôtre, 25% des galaxies de l'univers), elliptique (65 %) ou irrégulière (10 %) les nébuleuses : plutôt concentration de gaz + poussières, probablement issue de l'explosion d'une étoile - après une phase d'expansion, la gravité reprend le dessus et la nébuleuse repart vers une contraction sur elle-même les étoiles : soit primitives issues du BB, soit à partir de nébuleuses. Le principe est le même : contraction par gravité, réchauffement, réactions nucléaires les novae : première étape d'explosion d'une étoile massive (avant la nébuleuse) les supernovae : implosion d'une étoile vraiment massive les pulsars : supernovae de grande densité mais sans chaleur. Ne restent que les neutrons les trous noirs : étape ultime du pulsar de grande dimension. Plus rien ne peut échapper à sa force de gravité les quasars Cosmologie 63 - Page 6 sur 6