Les Origines de la matière

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1 Les Origines de la matière Université de Bretagne Sud Licence Sciences et Techniques L1, Semestre 1 Option «Terre et Univers» (UEP GLG1101) Notes de cours de M.Crézé Septembre

2 Préambule Trois cours de l'option «Terre et Univers» sont consacrés à «l origine de la matière». Il s'agit de situer la planète Terre dans son environnement spatial mais aussi dans la succession des processus évolutifs qui vont de la très grande simplicité de l'univers primordial jusqu'à l'apparition de la vie. On voudrait raconter une histoire. Une histoire qui s étend sur 14 milliards d années et qui à partir d un objet étonnement simple que nous appellerons «Univers Primordial» produit aujourd hui l extrême diversité et la complexité du vivant. Il n'est pas question de donner dans un cadre aussi restreint fut-ce un aperçu de ce qui constitue actuellement un ensemble de domaines scientifiques en plein développement : la cosmologie, l'astrophysique et la planétologie. Tout au plus a-t-on cherché à donner quelques pistes que les étudiants sont invités à explorer par la suite au gré de leur curiosité et de leur parcours scientifique. Le premier chapitre «l'univers tel qu'on l'observe» propose des repères dans l'espace et le temps. On s'efforcera de retenir quelques ordres de grandeur en procédant par sauts d'échelle depuis le cortège des planètes qui entourent le soleil et pour lequel les bon vieux kilomètres nous parlent encore un peu, jusqu'aux étoiles voisines situées à «des années lumière» puis aux galaxies qui jalonnent l'espace et jusqu'à la trace omniprésente de la naissance de l'univers. Pour raccorder entre elles les différentes échelles on jettera un coup d'oeil en passant aux procédés de mesure et aux grands tournants de la pensée humaine qui ont permis d'accéder à cette description. L'effort d'unification conceptuelle des lois de l'électromagnétisme avec celles de la mécanique a conduit à réviser radicalement les notions intuitives d'espace et de temps. Les phénomènes se décrivent mieux dans un cadre plus général et plus fécond, celui de l'espace temps de la relativité. Ce cadre s'est révélé extrêmement fructueux pour comprendre l'univers à très grande échelle et la «fuite» des galaxies. Le deuxième chapitre est consacré aux processus évolutifs. Avec la mesure des distances des étoiles, de l'énergie qu elles émettent, vient la possibilité de ramener «dans le laboratoire» ces objets inaccessibles. On peut alors interpréter et prédire leur fonctionnement avec les lois de la physique élaborées pour la matière ordinaire. Dès lors on accède à l'évolution. Les étoiles naissent, évoluent puis se dispersent dans l'espace. Les astres qui semblent immuables aux échelles de temps humaines se révèlent des machines changeantes où s'élabore, à partir de la simplicité initiale, la diversité des substances et des objets qui nous entourent. Le système solaire, cadre de l'ultime diversification, où une seule planète semble avoir réuni les conditions de l'apparition de la vie, fait l'objet du troisième chapitre à caractère essentiellement descriptif. La question de la vie dans l'univers y est juste effleurée. Ce document en cours de rédaction est très incomplet voire, pour certains chapitres, encore à l état de plan. Il est conseillé aux étudiants de les compléter par leurs propres notes prises au fil du cours et par quelques unes des lectures suggérées. Il ne s'agit pas d'engranger un maximum de connaissances figées, mais de se faire une idée d'un processus de compréhension qui s'élabore chaque jour davantage. 2

3 Sommaire 1 L'univers tel qu'on l'observe 1.1 Le système solaire : ordres de grandeur : les distances : les masses : le soleil est une étoile 1.2 Les étoiles : ce qui nous sépare des étoiles : la distance : le rayonnement des étoiles 1.3 La voie lactée, une galaxie : de la Voie Lactée à la Galaxie : structure d'une galaxie 1.4 L'Univers à grande échelle les galaxies extérieures les amas de galaxies la matière noire l'expansion de l'univers le fond de rayonnement cosmique 2 Eléments d'évolution 2.1 Ce que nous apprend la physique : les particules : les interactions : les édifices : les chocs les échanges matière / rayonnement 2.2 L'élaboration des atomes et des molécules La machine univers La machine étoile La machine galaxie La chimie interstellaire 3 L'origine du système solaire 3.1 Etat des lieux Un peu d'histoire Planètes telluriques et planètes Joviennes Petits corps : Astéroïdes, Météorites, Comètes, Satellites et Anneaux 3.2 De la nébuleuse primitive à la stabilisation de l'atmosphère terrestre Le matériau de départ la différentiation Comètes et météorites témoins du passé lointain Les chronomètres Modèles, scénarios et difficultés d'ajustement 3.3 A la recherche des planètes extra solaires Indications de lecture 3

4 1 l'univers tel qu'on l'observe A la vitesse d'un piéton, le tour de notre planète la Terre (40000km) est bouclé en quelques années. Le même tour demandera quelques mois à un voilier moderne. Un avion aura besoin de quelques heures. La Terre accompagnée de son satellite la Lune gravite autour du Soleil à la vitesse d une trentaine de kilomètres par seconde. Le parcours qu'elle suit autour du Soleil est une orbite presque circulaire dont le rayon est d'environ 150 millions de kilomètres. Ce trajet est effectué en un an. La Terre n'est pas le seul astre à graviter autour du Soleil : Planètes, astéroïdes, comètes restent confinées dans cette «petite» région de l'espace par l'attraction qu'exerce la masse énorme du soleil. La lumière émise par le disque solaire nous parvient en huit minutes, il lui faut plusieurs heures pour atteindre la planète Pluton dont l'orbite marque les confins du système solaire. On reviendra un peu plus en détails au chapitre 3 sur le système solaire. Pour l'heure, contentons nous de nous en éloigner, toujours à la vitesse de la lumière qui nous servira désormais de chaîne d'arpenteur. Au bout de quelques semaines nous verrons la lumière du Soleil s'affaiblir au point de n'être plus qu'une «grosse étoile», un point lumineux un peu plus intense que ses voisins. Les planètes, elles, ne seront plus perceptibles car la lumière qu'elles émettent est insuffisante. En outre, vues de très loin, les orbites elles mêmes apparaissent si petites que le pouvoir séparateur des instruments n'est plus suffisant pour les distinguer. Au bout de quelques mois le soleil n'apparaît plus que comme une étoile très ordinaire, une particule banale dans un nuage qui en regroupe des milliards, la Voie Lactée. En prenant à nouveau du recul (il faut des milliers d'année cette fois) on découvre que la Voie Lactée elle même n'est qu'un nuage d'étoiles, isolé dans un vide immense un vide ponctué ici ou là de nuages identiques au notre : les galaxies. Repères historiques Nicolas Copernic ( ) Les mouvements des planètes sont décrits par des lois simples si l'on admet que le Soleil et non la Terre en est le centre Galileo Galilei ( ) lunette astronomique, satellites de Jupiter, phases de Vénus, étoiles dans la Voie Lactée, principe d 'équivalence. La Terre tourne autour du Soleil Johannès Kepler ( ) lois du mouvement des planètes Isaac Newton ( ) les forces qui gouvernent les mouvements des planètes sont aussi celles qui régissent la chute des corps sur la Terre Einstein Albert ( ) On n'obtient une description objective (c'est à dire indépendante de l'observateur) des événements de l'univers que dans le cadre d'un espace temps (relativité restreinte). La matière pesante modifie la géométrie de l'espace temps (relativité générale). 4

5 1.1 Le système solaire On reviendra au chapitre 3 sur les détails du système solaire. Contentons nous ici de mémoriser les ordres de grandeur des dimensions et des masses Les distances : Diamètre de la Terre km, (1,2 x 10 4 km) Diamètre du Soleil km (1,4 x 10 6 km) Distance Terre -Lune km (0.3 x 10 6 km) Distance Soleil-Terre : 1 Unité Astronomique 1 U.A. 8 minutes lumière 1,50 x 10 8 km Diamètre apparent du Soleil vu de la terre 32' (minutes d'arc) Les masses Masse de la Terre : Masse de Jupiter : Masse du Soleil : M T = 5.98 x kg M J = 318 M T M = x 10 6 M Τ 1 M 2 x kg Le Soleil est une étoile Les planètes sont des astres de relativement petite masse. Même Jupiter, planète «géante» n'atteint que quelques centaines de fois la masse de la Terre. Le Soleil, notre étoile est mille fois plus massive que Jupiter. La matière qui constitue ces astres est assemblée par une force unique : la gravitation. Dans les étoiles la gravité est si forte que la pression et la température en leur centre s'élèvent jusqu'à donner naissance à la fusion thermonucléaire. Elles deviennent sources de lumière. Les planètes de masse plus réduite n'ont pas accès à cette source d'énergie. Les planètes se contentent pour l'essentiel de réfléchir la lumière qu'elles reçoivent de l'étoile voisine. Les planètes sont donc froides et peu lumineuses, les étoiles chaudes et lumineuses. Les seules planètes vraiment connues à ce jour sont celles qui gravitent autour du soleil. Elles constituent avec le soleil le Système Solaire. On sait maintenant qu'il existe d'autres systèmes planétaires autour d'autres étoiles, mais leur détection est beaucoup plus difficile (les premières détections irréfutables remontent à 1995). 5

6 1.2 Les étoiles Ce qui nous sépare des étoiles : la distance. L'aspect différent est du à la distance : les étoiles les plus proches sont 10 6 fois plus éloignées de nous que le soleil, le disque apparent de ces étoiles a donc un diamètre apparent un million de fois plus faible que le disque solaire, elles apparaissent comme des points. En outre, à cause de cette distance, la lumière qui nous parvient d'elles est (10 6 ) 2 fois plus faible que celle qui nous parvient du soleil. On mesure les distances des étoiles les plus proches par triangulation. La base de triangulation la plus grande à notre disposition est le diamètre de l'orbite terrestre. La mesure consiste à déterminer la parallaxe, c'est à dire le déplacement angulaire apparent de l'étoile du au mouvement annuel de l'observateur terrestre autour du Soleil. C'est aussi l'angle sous lequel on verrait la distance Terre-Soleil depuis l'étoile. La parallaxe de l'étoile la plus proche est (1 = 1 pièce de monnaie à 1km) soit une distance de = parsecs 4.22 années lumière ou encore 4.0 x10 13 km Masses des étoiles de 0.1 à 100 la masse du Soleil (que l on note : 1M ) Dimensions linéaires des étoiles de quelques kilomètres (étoiles à neutrons) à quelques unités astronomiques (Bételgeuse) Le rayonnement des étoiles La lumière des étoiles n'est pas blanche, c'est un mélange de photons de différentes énergies. Le spectre d'énergie des photons (spectre électromagnétique) couvre tout le domaine perçu par l'oeil humain du violet (forte énergie) au rouge (faible énergie). Il est complété aux hautes énergies par les rayons UV, X, gamma, non perceptibles à l'oeil et pour la plupart interceptés par l'atmosphère. Aux basses énergies le spectre électromagnétique se prolonge également dans l'infrarouge puis dans le domaine ondes radioélectriques. Le mélange de photons produit par une étoile est principalement déterminé par la température de sa surface : une étoile «chaude» comme Sirius (15000 K) émettra principalement dans le bleu et l'ultraviolet. Une étoile «froide» comme Aldébaran (3500 K) émettra principalement dans le rouge et l'infrarouge. En première approximation le rayonnement d'une étoile est caractérisé par deux paramètres observables : la couleur qui reflète la température et l'énergie totale (luminosité ou magnitude). On mesure directement en unités terrestres l'intensité du rayonnement reçu. Pour remonter au flux émis par l'étoile il faudra encore déterminer la fraction de rayonnement absorbée par l'atmosphère terrestre, puis connaître la distance de l'étoile. 6

7 Température, couleur, luminosité : le diagramme de Hertzsprung Russel. Les étoiles ne peuvent combiner arbitrairement température et luminosité. Si on porte les points représentatifs des étoiles proches dans un diagramme «couleur - luminosité» elles ne remplissent pas ce diagramme au hasard. L'astrophysique a appris à interpréter ce diagramme dit «de Hertsprung-Russel» : la séquence qui va des étoiles chaudes et lumineuses en haut à gauche aux étoiles froides et peu lumineuses en bas à droite est en fait une séquence de masse. Les étoiles très massives sont bleues et très lumineuses (en haut à gauche). Les étoiles de faibles masses sont froides et peu lumineuses (en bas à droite). Cette séquence dite séquence principale ou séquence des naines traduit un état d'équilibre du fonctionnement de l'étoile. Certaines étoiles rompent cet équilibre et passent au stade de géantes (le nuage irrégulier en haut à droite). Figure 1 : répartition en couleur (indice B-V) et Luminosité absolue (Mv) des étoiles les plus proches du soleil. Ce diagramme a été produit à partir des mesures du satellite Hipparcos de l'agence Spatiale Européenne. Les étoiles chaudes et lumineuses se situent en haut à gauche. 7

8 1.3 La Voie Lactée : une galaxie Les étoiles ne sont pas réparties uniformément dans l'espace, elles sont groupées en systèmes qui s'étendent sur des milliers d'années lumières et rassemblent des centaines de milliards d'étoiles : les galaxies. Les galaxies lointaines apparaissent au télescope comme des nuages diffus de formes variées : ellipsoïdes, disques vus par la tranche, disques marqués par des structures en formes de spirales plus ou moins régulières. Les distances entre galaxies se comptent typiquement en millions d'années lumière. L'espace entre ces galaxies est essentiellement vide De la Voie Lactée à la «Galaxie» Avant que (vers 1920) les moyens d'observation permettent de reconnaître la nature des galaxies, la vision de l'univers s'arrêtait à quelques milliers d'années lumière et l'espace semblait peuplé essentiellement d'étoiles. Cette vision était très locale: ce qui domine le ciel de nos nuits les plus noires ce sont les étoiles voisines (celles de la Grande Ourse par exemple ) et une grande traînée blanche bien visible en été au début d'une nuit sans lune : La Voie Lactée. Depuis Galilée, nous savons que ce nuage est constitué d'étoiles que notre oeil ne parvient pas à séparer. Depuis Hubble (1920) nous savons que ces étoiles constituent une galaxie spirale dont notre soleil est une étoile bien ordinaire. C'est la position singulière de notre Soleil (et donc de la planète Terre qui reste captive près du Soleil) qui donne à la Voie Lactée son aspect particulier : Nous sommes à l'intérieur du disque de cette galaxie, à proximité d'un bras spiral Structure d'une Galaxie Une galaxie comme la notre est donc constituée de centaines de milliards d'étoiles réparties dans un volume qui a grossièrement la forme d'un disque. Ces étoiles gravitent toutes autour d'un centre commun. On a peu à peu reconnu parmi ces étoiles des familles ou populations d'étoiles apparentées par leurs âges, et leurs trajectoires dans la galaxie. Ceci conduit à l'idée que les conditions de production d'étoiles nouvelles ont changé au cours du temps. L'extension des techniques d'observation à des rayonnement hors du domaine visible a permis de recenser d'autres constituants de la matière galactique qui ne sont pas sous forme d'étoiles. Le principal constituant est l'hydrogène sous forme de grands nuages diffus. On trouve aussi sous forme de nuages diffus plus ou moins concentrés des atomes et des molécules plus complexes ainsi que des grains de poussière dont les nuages les plus denses masquent des pans entiers de la voie lactée. Ces constituants se retrouvent à de dosages divers dans les galaxies extérieures. 8

9 Figure 2 : Images panoramiques de la voie lactée dans différents domaines d'énergie: en haut les ondes radioélectriques (basse énergie), en bas le rayonnement gamma (très haute énergie. Le domaine de sensibilité de l'oeil humain correspond à la bande marquée «Optical» Figure 3 : Zoom sur une petite région de la voie lactée: Les étoiles baignent dans un milieu gazeux très dilué fait de nuages chauds qui émettent une lumière diffuse et de nuages froids qui apparaissent en sombre 9

10 Densité : Si la contribution des planètes solides comme la Terre ou Mars est tout à fait négligeable dans la masse de l'univers, en revanche la matière y est très concentrée, seules les étoiles en fin de vie (les naines blanches ) et les trous noirs présentent des concentration de masse beaucoup plus importantes. Les galaxies qui sont les constituants les plus visibles de l'univers à grande échelle sont extraordinairement diluées. Pour avoir une idée des ordres de grandeurs on pourra compléter les données ci dessous en calculant explicitement la densité des objets mentionnés. Terre 5,5 Jupiter 1,2 Soleil 1,4 une étoile géante rouge : (densité du Soleil ) / (100 3 ) une naine blanche : 1M / volume de la Terre une étoile à Neutron : 1M / (10km) 3 Voie lactée près du Soleil : 0,1 M / (1 pc) L'Univers à grande échelle les galaxies extérieures Les distances typiques entre les étoiles autour du soleil se comptent en années lumière, (1 année lumière = environ km). La Voie Lactée regroupe des centaines de milliards d'étoiles dans un système dont le diamètre est de l'ordre de cent mille années lumière. Les limites de notre «univers île» ont été reconnues vers 1920 (Shapley, Hubble). Qui ont identifié des systèmes identiques beaucoup plus lointains les galaxies. Figure 4 Une cousine lointaine de la Voie Lactée : Une galaxie spirale vue de face [image ESO/VLT] 10

11 Figure 5 La diversité des formes des galaxies résulte de leur processus de formation et aussi de leurs interactions entre voisines (image ESO/VLT) Figure 6 Messier 31 : La grande galaxie d'andromède, une de nos plus proches voisines, est observable de nos régions avec une paire de jumelles [Cliché NOAO] 11

12 1.4.2 Les amas de galaxies : Les galaxies ne sont pas réparties uniformément dans l'espace, à côté d'immenses régions vides, on observes des groupements très spectaculaires : les amas de galaxies. Figure 7 : un lointain amas de galaxies (image ESO/VLT) Ces amas de galaxies eux mêmes s'organisent en plus grandes structures dont l'organisation est encore très loin d'être complètement décryptée. Cette organisation, la hiérarchie des structures, est l'une des clefs de compréhension des mécanismes de formation à l'oeuvre dans l'univers primordial. 12

13 La lumière reçue des astres les plus lointains nous parvient après des milliards d'années de cheminement. Ces astres sont donc vus à des stades de leur évolution très différents de ce qui nous est proche. Vers les confins : radio galaxies, quasars, galaxies Infra Rouge lointaines, galaxies en interaction. Figure 8 Les images les plus profondes obtenues par le télescope spatial Hubble font apparaître un fond de galaxies extrêmement riche suggérant à des époques très anciennes une activité de formation des étoiles et des interactions entre les galaxies jeunes beaucoup plus intenses que ce que nous constatons aujourd'hui. 13

14 1.4.3 La matière noire A l'échelle des galaxies et des amas de galaxies, et même à l'échelle de l'univers entier, la masse des astres que l'on voit (parce qu'ils émettent de la lumière) n'est pas suffisante pour produire le champ gravitationnel dont on observe les effets. Une partie (et il semble acquis maintenant que c'est la plus importante) de la matière pesante existe sous une forme pour l'instant non détectée. Les multiples failles possibles de nos approches expérimentales et théoriques ont été explorées pour donner un nom connu à ce qui apparaît comme «la masse cachée de l'univers» et il semble bien que toutes à des degrés divers jouent un rôle : imprécision des mesures astres noirs gaz chaud particules à interaction faible faille dans la compréhension de la physique en jeu (e.g. énergie du vide ) Mais ce sont surtout les deux dernières hypothèses qui semblent maintenant contenir l'essentiel de l'explication. : les concepts de la physique forgés à une certaine échelle doivent être repensés et généralisés quand les observations accèdent à des échelles jusque là inaccessibles 14

15 1.4.4 Expansion de l'univers La lumière reçue des galaxies lointaines nous parvient décalée vers le rouge. le décalage s'accroît avec la distance : Figure 9 : Loi de Hubble En mesurant une à une les distances et les vitesses radiales de galaxies de plus en plus lointaines, l'astronome américain Edwyn Hubble établit vers 1920 une relation entre vitesse et éloignement qui deviendra l'une des pierres angulaires de la cosmologie moderne V = H R Vitesse de «fuite» = (cste de Hubble) x (distance) Les mesures les plus récentes donnent pour la constante H = 67 km s -1 Mpc -1 Cette "loi" établie de manière purement expérimentale se lit de la manière suivante : deux galaxies distantes de 1 "mégaparsec" (c'est à dire environ 3 millions d années lumière) s'éloignent l'une de l'autre à la vitesse de 67 km s -1. Si leur distance est de 10 mégaparsecs leur vitesse d'éloignement est donc de 670 km s -1. Il s'agit là d'un mouvement moyen auquel se superposent les mouvements désordonnés des galaxies. Deux points quelconques s'éloignent l'un de l'autre d'autant plus vite qu'ils sont plus distants. La fuite des galaxies n'est pas l'indication d'une répulsion entre galaxies, elle suggère que c'est l'espace lui même dans lequel s'inscrit la matière qui s'étend. C'est l'expansion de l'univers. L'expansion est isotrope et homogène. Cet effet n'est pas mesurable sur les étoiles de notre galaxie qui sont trop proches et liées entre elles par la gravitation. 15

16 En remontant le temps : le "Big Bang" Si toute la matière actuellement observable se disperse à une vitesse qui s'est maintenue sur des milliards d'année, alors il a existé dans le passé un état concentré d'où tout est parti. Cet état n'est pas nécessairement de dimension finie, ses limites ne nous sont pas connues. A partir de cet état, que tous les éléments observables situent dans le passé voici environ 13 milliards d'années, nous pouvons décrire le début violent d'une expansion qui se continue actuellement par la loi de Hubble. Noter que 13 milliards d'années c'est le temps qu'il faut pour parcourir la distance de 1 Mégaparsec à la vitesse de 67 km s Le fond diffus de rayonnement cosmique Aux temps très courts donc l'univers passe par une série d'états condensés et chauds où les formes de la matière que nous connaissons (molécules, atomes, et même noyaux, protons et anti-protons) ne peuvent se constituer étant sujettes à des chocs extrêmement fréquents à des énergies très supérieures aux énergies de liaison. Tant que la température est trop élevée pour permettre la formation des cortèges d'électrons autour des noyaux. Les électrons libres ont une très forte capacité à absorber les photons dès qu ils sont émis, l'univers est opaque. Au bout de ans environ la température descend au dessous de 3000 K les électrons se recombinent autour des protons pour former des atomes d'hydrogène. L absorption des photons par les électrons devient plus rare, l'univers devient transparent au rayonnement. Un rayonnement isotrope résidu de l'état condensé antérieur est émis c'est le rayonnement thermique d'un corps à 3000 K. Il nous parvient aujourd'hui, «refroidi» par l'expansion de l'univers. Le rayonnement fossile à 2,7 degrés Kelvin prédit par le modèle du «Big Bang», a été observé en 1965 par Penzias et Wilson. On mettait ainsi en évidence un nouvel astre : l'univers tout entier tel qu'il rayonnait quelques centaines de milliers d'années après le Big Bang. A ce stade de nouvelles difficultés attendaient les cosmologistes : ce rayonnement est strictement identique à lui même dans toutes les directions. Il apparaît si rigoureusement uniforme qu'on ne comprend pas comment un univers aussi dépourvu d'irrégularités, de grumeaux, peut avoir donné naissance aux concentrations que l'on voit actuellement : amas de galaxies, galaxies, étoiles. Il a fallu ensuite attendre le satellite COBE (lancement en 1989, résultats en 1995) pour que les instruments d'observation atteignent des performances suffisantes pour mettre en évidence le "grain" de ce rayonnement. Depuis, les expériences successives apportent une vision de plus en plus précise de l'état de l'univers naissant. Ils portent la trace de toutes les étapes qui vont de la "soupe primordiale de particules" à l'organisation de la matière telle que nous la connaissons. La cosmologie, cette science dont l'objet d'étude est l'univers entier, est sortie de son statut de spéculation théorique pour accéder au rang de science d'observation. 16

17 2 Eléments d évolution 2.1 Ce que dit la physique On obtient une description qualitative assez fidèle des propriétés de la matière qui nous entoure à l aide d ingrédients simples qui permettent d en saisir l essentiel du comportement. Les acteurs principaux sont trois particules (auxquelles pour être complet il faudrait ajouter leurs anti-particules, mais ceci est une autre histoire) Les particules Ces particules se distinguent par leur masse et leur charge électrique deux de ces particules sont massives : les protons (1,67 x kg, mètres charge +), et les neutrons ( mêmes caractéristiques sans charge). La troisième est légère et porteuse de la charge électrique élémentaire : les électrons (1000 fois plus légers que les protons, charge -) Les interactions Les particules agissent les unes sur les autres par plusieurs mécanismes appelés interactions. Ce sont les propriétés des interactions qui vont déterminer la capacité des particules à s assembler en édifices plus ou moins complexes (atomes, molécules) La plus intense porte le nom d interaction nucléaire forte (intensité 15 dans une échelle arbitraire). Il faudrait pour bien la décrire entrer dans les propriétés intimes des protons et parler de quarks. Pour nous ici il suffit de dire qu elle s exerce entre les protons et les neutrons et qu elle est toujours attractive la seule chose qui limite son action est sa faible portée au delà de mètres elle perd son efficacité. C est elle qui est responsable de la cohésion des noyaux atomiques. Ensuite vient l interaction électromagnétique (intensité 1/137). Elle est liée à la charge électrique des particules : des charges de même signe se repoussent, des charges de signes opposés s attirent. Ce double jeu est déterminant dans la constitution d édifices neutres. Un milieu où protons et électrons sont séparés (on dit un milieu «ionisé») tendra à se réorganiser en édifices neutres sauf si une cause extérieure maintient violement cette séparation (voir plus loin les chocs). Les protons se repoussent les uns les autres sauf si on les amène à une distance assez petite pour que l interaction forte l emporte sur la répulsion électrique. On peut ainsi constituer un noyau de plusieurs protons autour duquel viendront se rassembler un nombre égal d électrons (un cortège d électrons) on a ainsi constitué un atome, neutre. ) L intensité de l interaction gravitationnelle liée à la masse des particules est dérisoire par rapport aux précédentes (intensité ) mais elle est toujours attractive et de portée infinie. Une fois les protons et les électrons regroupés en atomes neutres (donc une fois l interaction électromagnétique rendue inopérante) les capacités d attraction gravitationnelle de particules voisines s additionnent. Cette force est responsable de la pesanteur terrestre, mais aussi de la naissance des étoiles et de la cohésion de toutes les structures de grande dimension (galaxies, amas de galaxies). L interaction nucléaire faible entre en jeu dans la radioactivité, nous n en aurons pas besoin ici. 17

18 2.1.3 Les édifices Les atomes se constituent donc autour d un noyau : quelques protons serrés dans quelques mètres, maintenus entre eux par l interaction forte. Autour de ce noyau se rassemble un cortège d'électrons en nombre égal à celui des protons. Les électrons ne se «collent pas» sur les protons qui les attirent : ils occupent une région très étendue par rapport au noyau : les dimensions typiques du cortège électronique, donc celles de l'atome sont de 10-9 mètres. Les cortèges électroniques de deux atomes ne peuvent s interpénétrer. En revanche deux atomes peuvent mettre en commun des électrons des couches extérieures de leurs cortèges électroniques, ils forment alors une molécule. Les dimensions typiques des molécules sont donc de quelques 10-9 mètres. La cohésion des molécules repose sur l interaction électromagnétique elle est donc beaucoup plus faible que celle des noyaux. Modifier une molécule, c est à dire lui arracher ou y ajouter des atomes, ou encore «faire de la chimie» demande une énergie modérée, à la portée des moyens de laboratoire, les températures des réactions chimiques sont de quelques dizaines à quelques milliers de degrés Kelvin. Modifier les propriétés d un noyau atomique, c est à dire ajouter ou retrancher des protons au noyau, ou encore transformer un «élément atomique» en un autre, suppose de jouer avec l interaction forte. C est le domaine de la fission et de la fusion nucléaire. Les énergies en jeu sont considérables. Les températures typiques des réactions nucléaires se chiffrent en millions de degrés Kelvin. Si nous disposons d un mélange d électrons et de protons où l intensité et la fréquence des chocs entre particules ne vient pas brouiller les cartes (c est la situation de l univers quelques milliers d années après le Big Bang), les électrons viendront se ranger sagement autour des protons à raison d un électron par proton, et nous obtiendrons des atomes d hydrogène, mais ni hélium (2 protons), ni carbone (6), ni fer (26 ), ni or (79)... Pour créer les éléments plus lourds il faut forcer des protons à se rapprocher malgré la répulsion des charges électriques jusqu au point où l interaction nucléaire forte prendra le dessus. On aura alors réalisé la fusion des noyaux Les chocs Les différentes réactions de transformation de la matière s opèrent par des collisions ou chocs entre particules, atomes ou molécules. L énergie en jeu dans ces collisions (la vitesse relative des particules) se traduit à l échelle macroscopique par la «température». Les particules d un milieu chaud se déplacent à grande vitesse, les chocs y sont très intenses. Les rencontres entre particules dans un milieu froid mettent en jeu moins d énergie. Ainsi un nuage d hydrogène porté à plus 3000 K, l énergie des chocs entre atomes arrache les électrons à l attraction des protons. Même si les électrons son rapidement re-capturés, ils passent en moyenne plus de temps à l état libre. Un tel milieu dominé par électrons libres est opaque à la lumière. A l inverse quand la température descend au dessous de ce seuil, les électrons viennent se ranger sagement autour des protons les atomes neutres ainsi constitués ont une très faible capacité 18

19 d interaction avec le lumière, les photons y circulent librement. C est cette transition qui intervient au cours du refroidissement de l univers qui est responsable du «rayonnement du fond diffus» ( 1.4.5). De la même manière quand la température atteint cent millions de degrés les chocs entre protons ont une énergie suffisante pour vaincre la répulsion électromagnétique. Deux protons peuvent se rapprocher l un de l autre malgré leurs charges électriques identiques jusqu au point où l interaction forte devient dominante. une telle température est celle de la fusion nucléaire. Cette fusion se réalise en permanence au coeur des étoiles. Cette fusion produit de l énergie, car la configuration des protons assemblés en noyaux contient moins d énergie que celle des protons libres. Dans les étoiles la fusion est durable, les réactions de fusion de l hydrogène au coeur du Soleil lui permettent de maintenir son débit d énergie sur des milliards d année. Cette fusion durable nécessite un mécanisme qui confine les protons ensemble en entretenant la fréquence et la température des chocs. Dans les étoiles ce confinement est assuré par l attraction gravitationnelle. Elle est suffisante parce que la masse de matière rassemblée est énorme. La fusion nucléaire en laboratoire n est possible que sur de minuscules intervalles de temps : Le confinement d un plasma de protons par une enceinte matérielle est impossible (aucun matériau ne subsiste à une température de cent millions de degrés K. 19

20 2.1.3 Echanges matière / rayonnement émission de lumière La décélération d'une particule chargée donne naissance à une onde électromagnétique ( lumière) qui se propage en suivant le plus court chemin permis par la géométrie de l'espace-temps. fréquence longueur d'onde et énergie Une onde est un phénomène oscillant qui se propage. Une telle onde est caractérisée par la durée d'une oscillation élémentaire ou période et sa vitesse de propagation. L'inverse de la période est la fréquence (nombre de pulsations par seconde) La distance parcourue en une période est la longueur d'onde. Dans le cas de l'onde électromagnétique, la vitesse de propagation est une caractéristique de l'espace temps dans lequel se déroulent les phénomènes physiques. L'onde lumineuse est alors caractérisée par sa seule fréquence ( resp. : longueur d'onde, couleur, énergie du photon émis) qui ne dépend que de la puissance mise en jeu dans la décélération. Retenir : Basse fréquence = grande longueur d'onde = peu d'énergie par photon : lumière rouge, rayonnement Infrarouge, ondes radio. Haute fréquence = faible longueur d'onde = grande énergie par photon : lumière bleue, rayonnement UV, X, Gamma particules liées, Dans le cas d'une particule liée (électron d'un atome, composants d'une molécule, les états d 'énergie sont quantifiés, l'émission ou l'absorption ne peuvent se faire qu'à des fréquences spécifiques, caractéristiques de l'organisation du système ( spectre de raies) Le message spectral et ses altérations, l'atmosphère, absorbe une grande partie du rayonnement elle est en particulier opaque aux rayonnements de hautes énergie (UV, X, gamma) et à une grande partie du rayonnement infra rouge. Seul l'accès à l'espace a permis de découvrir ces parties importantes du message l'effet Doppler La fréquence du rayonnement observé change avec la vitesse relative de la source par rapport à l'observateur. source qui s'éloigne = décalage vers le rouge source qui se rapproche = décalage vers le bleu Cet effet a permis de mesurer les vitesse d'éloignement ou de rapprochement des étoiles et des galaxies. 20

21 2.3 Élaboration de la matière La machine univers Aux origines de l univers, quelques instants après le «Big Bang», les conditions extrêmes de température et de pression ne laissent aucune place à la diversité. Non seulement il n existe pas de solides et de liquides, pas de structures moléculaires, pas de cortèges d électrons autour des noyaux atomiques, mais ces noyaux eux mêmes ne peuvent se constituer. Malgré l extrême intensité de l interaction forte, les assemblages de protons et de neutrons, sitôt formés par des chocs sont détruits par des chocs plus violents encore. L univers primordial est une «soupe» informe de particules élémentaires. Seul le refroidissement de cette soupe au fil de l expansion, en réduisant la violence des chocs va permettre à la matière de se structurer. Des protons, briques essentielles des atomes d hydrogène, se singularisent, fusionnent parfois pour former des noyaux d éléments légers (hélium, deutérium,...). Les électrons ne peuvent encore à ce stade se rassembler autour de ces noyaux. Tant que la température de l univers est supérieure à 3000 K, l interaction électromagnétique qui assemble par instants un électron à un proton n est pas suffisante pour maintenir ces assemblages. Les électrons sont pour l essentiel du temps qui passe des «électrons libres». Les électrons libres ont la propriété d interagir très facilement avec la lumière, les photons ne peuvent se propager librement sur de grandes distances, l univers est opaque. La situation change radicalement lorsque, la température descendant au dessous de 3000 les chocs n ont plus l énergie requise pour remettre en circulation les électrons. Les électrons confinés dans des atomes d hydrogène perdent la capacité d absorber les photons, l univers devient brusquement transparent. La matière dispersée par les premiers millions d années de l expansion est faite essentiellement d hydrogène et d hélium et de quelques autres éléments légers. Il n y a ni fer, ni carbone, ni oxygène, les espèces nucléaires qui deviendront plus tard les briques de notre existence, les matériaux premiers de la chimie et de la biologie n ont pu se former et ne se formeraient jamais dans un univers en expansion homogène La machine étoile Ce sont de petites irrégularités, des grumeaux, qui vont offrir à la matière la possibilité de se rassembler en quelques endroits en agrégats assez massifs pour que la gravité qui les lie l emporte sur l expansion qui les disperse. Là naîtront des étoiles qui assureront l étape suivante de la diversification. Au coeur de ces étoiles s élaboreront par fusion nucléaire les noyaux des atomes lourds. L'histoire d une étoile commence avec l effondrement gravitationnel d'un nuage de matière interstellaire : des particules (en fait principalement des atomes d hydrogène se rassemblent sous l effet de leur gravité mutuelle). La gravité est plus forte au centre du grumeau, les atomes ont tendance à s y concentrer. La concentration va augmenter en un mouvement qui n est contrarié que par l augmentation de la température et de la pression au centre. Cette température et cette pression augmenteront donc jusqu à équilibrer la pression des couches extérieures. Si la 21

22 quantité de matière est suffisante (il faut pour cela rassembler au moins un dixième de la masse du Soleil) la température atteinte dépasse cent millions de degrés et la fusion de l hydrogène se met en marche. Un équilibre stable s établit où l hydrogène au coeur de l étoile fusionne en hélium dégageant un surplus d énergie que l étoile évacue vers l extérieur en rayonnant. Cet équilibre, dans le cas du Soleil se maintient sur plusieurs milliards d années, l étoiles est dite «au stade naine». Quand l hydrogène est épuisé au coeur de l étoile, celle ci traverse une rapide période de réajustement : elle s effondre d abord parce la fusion de l hydrogène qui fournissait l énergie nécessaire pour s opposer à l effondrement est privée de «combustible». Il faudra, pour retrouver une source d énergie, que l effondrement se poursuive jusqu au moment où la température du coeur atteint la température de fusion de l hélium en éléments plus lourds (Carbone, Oxygène), fusions qui elles mêmes dégagent de l énergie excédentaire. Un nouvel équilibre devra être trouvé entre le confinement par la masse des couches extérieures et le dégagement d énergie au centre. Cette nouvelle phase d équilibre, appelé «stade des géantes» car les étoiles sont alors beaucoup plus volumineuses que les naines, est beaucoup plus rapide que la précédente. Cette transformation des éléments légers en éléments plus lourds au coeur des étoiles se poursuit aussi longtemps que les noyaux atomiques des nouveaux éléments créés sont plus stables que ceux qui entrent en fusion, il faut en effet pour que l enrichissement en éléments lourds se fasse que ces éléments ne puissent être détruits par les chocs qui les produisent. La courbe de stabilité des noyaux atomiques en fonction de leur numéro atomique (le nombre de protons du noyau) présente un maximum au niveau du fer. Ce maximum se retrouve dans la courbe d abondance cosmique des éléments. Pour produire des éléments plus lourds que le fer il faudra passer par un stade où les noyaux produits par la fusion sont dispersés suffisamment vite pour ne plus subir de collisions destructrices. Cette situation : température très élevée pour fusionner, mais dispersion très rapide pour ne pas détruire le produit de la fusion est une situation explosive, elle se rencontre en fin de vie de certaines étoiles, les supernovae La machine galaxie : le cycle de la matière rôle des supernovas, nucléosynthèse explosive redistribution de la matière dans le milieu interstellaire le cycle d'enrichissement rôle de la fonction de masse rétroaction: rôle de l'enrichissement dans la formation et l'évolution des générations d'étoiles suivantes reliquats (naines blanches, étoiles à neutrons) 22

23 2.3.4 La chimie Interstellaire Dans l'environnement raréfié du milieu interstellaire, les rencontres fortuites d'atomes élaborent une chimie extrêmement lente (les temps de réactions se chiffrent en milliers d'années), mais capable de produire des molécules très complexes, eau, molécules carbonées, polycycliques aromatiques etc La diversification des matériaux C est donc l enchaînement des cycles : formation stellaire, nucléosynthèse, supernovae, chimie interstellaire, formation stellaire... enchaîné sur des dizaines de générations d étoiles qui a produit le subtil dosage de matériaux élémentaires d où s est construit notre système solaire. C est lui qui, à partir de mécanismes élémentaires simples, a rassemblé la diversité des briques nécessaires à la vie que nous connaissons. Si ces mécanismes deviennent complexes à mesure qu ils se diversifient, il est remarquable de constater à quel point ce mécanisme apparaît universel, produisant le même type de milieu interstellaire dans toute l étendue de la voie lacté et aussi dans des milliards d autres galaxies. 23

24 3 L origine du Système Solaire 3.1 Etat des lieux Un peu d'histoire L'être humain, dans de bonnes conditions d'observation (nuit noire, sans lune, ciel sans nuages) voit quelques milliers d'étoiles. Si il répète son observation plusieurs nuits consécutives, il constate que les dessins qu'elles forment entre elles (les constellations) sont immuables et reviennent aux mêmes places à peu près aux mêmes heures. Si il est patient à l'échelle des mois, il constate que les heures d'apparition et de disparition des constellations se décalent progressivement dans la nuit, certaines finissant par n'être plus visibles et remplacées par d'autres. Le cycle de défilement des constellation se reproduit identiquement au bout d'un an. Cette stabilité apparente de la voûte étoilée, la sphère des fixes où s'inscrivent les courses de la Lune et du Soleil, a été vue par toutes les civilisations qui en ont fait la base de leur calendrier. Exceptions à cette régularité, un petit nombre d'astres dont l'apparence ne se distingue pas aisément de celle des étoiles ne restent pas à leur place, elles parcourent les constellations d'une nuit à l'autre, d'un mois à l'autre, d'une année à l'autre. Ces astres sont les planètes. Les planètes du monde ancien Ces planètes visibles à l'oeil nu ne sont que cinq et leur liste est restée inchangée depuis la nuit des temps jusqu'au début du 17ème siècle. Nous les connaissons sous les noms de dieux romains : Mercure et Vénus qui ne s'éloignent jamais beaucoup du Soleil. Mars, Jupiter, Saturne dont la trajectoire apparente n'est pas assujettie à la même contrainte. Comme les étoiles, ces astres errants n'avaient pour propriétés que leur éclat et leur déplacement dans le ciel. Ils ne semblaient pas doués de propriétés physiques. Galilée ( ) En utilisant pour la première fois une lunette pour l'observation astronomique, Galilée met en évidence plusieurs propriétés «anormales» des planètes : phases de Vénus, anneaux de Saturne, satellites de Jupiter. À partir de là il n'est plus possible de considérer les planètes comme de simples points lumineux. La découverte des satellites de Jupiter montre que la Terre n'est pas le seul astre «accompagné». En outre la fin de l'héliocentrisme modifie la manière de regarder ces objets : Si la Terre est une planète parmi d'autres gravitant tous autour du soleil, pourquoi les autres planètes ne seraient-ils pas constitués de matière identiques douée des mêmes propriétés 24

25 Les découvertes de l'époque moderne A partir de la fin du 18ème siècle le perfectionnement des instruments d'observation et les progrès de la mécanique céleste ont permis de compléter Uranus (Herschel 1781) (découverte observationnelle) Neptune (Le Verrier/Adams 1846) (mécanique céleste) Pluton (Tombaugh 1930) (découverte observationnelle) L'exploration spatiale A partir de 1960 l'aventure spatiale ouvre une autre dimension puisque ce ne sont plus des observations à distance depuis la Terre, mais de véritables visites sur place qui deviennent possibles avec des passages proches (missions Voyager, Galileo, ), des atterrisseurs qui ont pu analyser les atmosphères et les surfaces (Venera, Mariner, Cassini). Une illustration saisissante de ce que représente une sonde posée sur la surface d une planète nous est donnée par les images récemment fournies par de petits robots circulant à la surface de Mars (Sojourner, Pathfinder). Les mesures les plus récentes fournissent les premiers indices incontournables de la présence de l eau sur Mars. Rapporter des échantillons pour les analyser en laboratoire est un défi technologique beaucoup plus difficile qui à ce jour n a pu être relevé que pour une série de missions lunaires (programme Apollo). Une tentative récente pour rapporter des particules du vent solaire a échoué dans sa toute dernière étape. La richesse des informations et des images fournies par ces missions n'a plus rien à voir avec celle des images obtenues à l'aide des plus puissants des télescopes terrestres 25

26 3.1.2 Planètes telluriques et planètes Joviennes 1/2 axe période Masse Diamètre T T T km Mercure 0,387 0,241 0, Vénus 0,723 0,615 0, La Terre 1,0 1,0 1, Mars 1,524 1,881 0, Jupiter 5,203 11, Saturne 9,539 29, Uranus 19,191 84, Neptune 30, , Pluton 39, ,53 0, Figure 10 : Les principales planètes du système solaire : orbites (source A.Brahic, Enfants du Soleil) 26

27 Figure 11 : Les principales planètes du système solaire : tailles relatives et aspect (source A.Brahic, Enfants du Soleil) 27

28 Figure 12 : les cortèges de satellites des planètes Joviennes (source A.Brahic, Enfants du Soleil) Figure 13 : Saturne et son Anneau, (image NASA/jpl /Voyager ) 28

29 3.1.3 Petits corps Astéroïdes roches très diverses ceintures d'astéroïdes, planètes non formées Météorites poussières d'astéroïdes premier «retour d'échantillon» Comètes, Orbites dégazage, chevelure et queue la neige sale Le nuage de Oort 3.1.4Satellites et Anneaux diversité de taille et d'aspect des satellites [Figure 12] équilibre des anneaux [figure 13] survie des anneaux 3.2 De la nébuleuse primitive à la stabilisation de l'atmosphère terrestre Le matériau de départ effondrement gravitationnel d'un nuage de matière interstellaire problème du moment angulaire problème du champ magnétique problème de l'énergie formation du soleil et d'un disque gazeux formation des grains (chimie) formation de planètésimaux (instabilité gravitationnelle) [Figure 14] accrétion de mini planètes puis de planètes par accrétion/collision Figure 14 29

30 3.2.2 la différentiation l'évaporation des éléments légers bombardement météoritique[figure 15] captures activité tectonique Figure 15 : (source A.Brahic, Enfants du Soleil) Comètes et météorites témoins du passé lointain Les chronomètres couches géologiques datation isotopique durée de vie des réservoirs Modèles, scénarios et difficultés d'ajustement 3.3 La recherche des planètes extra solaires les disques protoplanétaires la perturbation des mouvements des étoiles Voir des planètes et détecter l'eau le projet DARWIN La quête des signaux «intelligents» projet SETI Sommes nous seuls? 30

31 Indications de lecture Blanchard A., Histoire et géographie de l'univers. Belin, CNRS, Paris, Reeves H., Dernières nouvelles du Cosmos, Seuil, Paris, Reeves H., La première seconde, Seuil, Paris, Audouze, J., L'Univers, Que sais-je, PUF Paris Michaud, Y. (sous la direction de) : Qu'est-ce que l'univers? Volume 4 de l'université de tous les savoirs, Odile Jacob, Paris 2001 Luminet J.P., L'Univers Chiffonné, Fayard, Paris 2001 Brahic H., Enfants du Soleil Editions Odile Jacob, Paris 1999 Acker A., Astronomie, Introduction Masson, Paris 1993 Encrenaz Th.,: Atmosphères planétaires : origine et évolution Belin, CNRS, Paris 2000 Sur le Webb Ephémérides astronomiques Images du Hubble Space Telescope Grands télescopes au sol (VLT) Les agences spatiales européenne et américaine sur la recherche des «exo planètes» Encyclopédie des planètes extra solaires 31