Histoire de l'univers : TPE

« Aiiias stellaire : groupement d'étoiles formant des nuages très lumineux.

Ils sont de deux sortes.

Les amas globulaires.

très denses.

lointains et de forme sphérique, sont composés d'étoiles liées par la force de gravitation .

Dans les amas owerts, moins denses , les étoiles sont nées simultanément d'une même nébuleuse.

STADU DE l.'Mlumoli DE$ OollES GMllte fMlt : stade d'une étoile -d'une masse de une à 10 fois celle du Soleil -en fin de vie (ce sera le cas du Soleil dans environ 5 miliards d'années ).

Très lumineuse mais de température et de densité faibles par rapport à une étoile jeune .

Men : explosion d 'une étoile géante accompagnée de l'éjection des couches externes conduisant à la création d'une naine blanche .

N.lhle llla9dle : corps très compact et de petites dimensions rèsultant de la contraction du noyau d'une étoile peu massive à la fin de son existence.

Sa couleur blanche témoigne de sa haute température .

NliDe Nire : naine blanche refroidie.

Stade final de la vie d'une étoile peu massive .

Saperpnte : stade succédant à celui de géante rouge dans le cas des étoiles de masse supérieure à 10 fois celle du Soleil .

UpWWe : supergéante instable.

C'est une étoile à magnitude variable dont la distance est facilement mesurable .

s.,er-.

: stade d'explosion des couches extérieures d'une étoile supergéante, qui devient extrêmement lumineuse .

Ce stade mène à la naissance après implosion d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir.

tw1e à llelltnlls : corps céleste de très grande densité formé par l'effondrement d 'une étoile supergéante après son explosion en supernova .

PlllYr : étoile à neutrons tournant très rapidement sur elle-rnffile en émettant un signal radio régulier .

Troa noir : stade final de l'évolution d'une étoile de masse au moins trois fois supérieure à celle du Soleil.

Il est le résultat de l'effondrement du noyau en un corps extrémement dense et générant une telle force de gravitê que rien ne peut s 'en êchapper , pas même la lumière .

OBSERVATION DE l'UNIVERS • L'observation de 11Jnivers a commencé à l'œil nu, puis les astronomes se sont dotès d'outils optiques (lunettes.

télescopes) et mathématiques avec.

entre autres.

les lois de Kepler (1571 ·1630) et de Newton (1642 -m7) , sur les orbites des astres et la gravitation universelle.

Au XX' siède, de noU'll!lles méthodes d'étude de l'espace sont apparues.

L'électronique a élargi le champ des observations, tandis que l'astronautique a permis d'envoyer des télescopes dans l'espace (llllM#e), augmentant ainsi leurs performances.

Parallèlement.

l'énonciation des !Maries de la relativité d'Einstein (1879-1955) apportait une nouvelle façon de percewir 11Jnivers.

• Télescopes : ils permettent l'observation de phénomènes visibles.

Les ~ qui les renferment sont souvent placés à l'écart des villes et en altitude .

L'astronomie spatiale utilise des télescopes envoyés dans l'espace et êchappant ainsi aux perturbations del'atmos· phère.

• Radiotéles­copes : ils permettent l'observation de phênomènes dont les rayonnements électromagnétiques sont non lumineux.

• Mise en pratique de l'effet Doppler· Fizeau : la fréquence d'un signal électromagnétique varie en fonction du mouvement de sa source par rapport à un observateur .

La longueur d 'onde de ce signal semble plus courte si l'objet se rapproche (la frêquence augmente : l'onde est• compressée>) et plus longues · ~ s'éloigne (la frêquence diminue).

Ainsi, lorsqu 'un corps lumineux s'approche, la frêquence de son signal augmente et sa lumière se décale vers le violet du spectre.

Lorsqu'il s'éloigne.

la fréquence s'allonge et sa lumière se décale vers le rouge .

Muua-~ • Dans un rayon de 300 années­ lumière, on mesure la cfistance d 'un objet grace à son parallaxe annuel .

Il est déterminé en observant son déplacement apparent dans le ciel sur une année .

• Entre 300 et 500 années-lumière , on utilise comme référentiel les céphéides.

étoiles dont la luminosité varie régulièrement et dont il est facile de calculer la distance .

• Au delà de 500 années-lumière, on utilise l'analyse du spedre électromagnétique .

Le décalage vers le rouge est proportionnel à la distance de l'astre.

W DIAUDrn UYOllMUlllm lly1111•ellt wblllle Applications : photométrie et spedroscopie (composition et évolution de la matière }, astronomie optique, télescopes au sol ou dans l 'espace (Hubble) .

..

.,..~,161 Sources : pulsars , quasars.

Applications : radioastronomie, morphologie du milieu interstellaire .

..,_,_t mfr-se Sources : poussières et nuages, étoiles de petite masse , planètes géantes.

Applications : température des étoiles les plus froides (naines et géantes ), analyse de molécules dans l'espace.

br-•llt altrnlelet Sources : étoiles chaudes et supernovae.

Applications : étude de la composition chimique du milieu stellaire .

~X Sources : restes de supernovae , enveloppes de possibles trous noirs Applic.ations : observation de transferts de masse entre étoiles.

..

, ......

,_ Sources : supernovae.

novie, pulsars .

Applications : recherche de trous noirs .

IHn:~ DU Pt.Mins UTIA SOUlllS • Une planète exerce une action gravitationnelle sur son étoile et peut être détectée en mesurant les perturbations qu'elle fait subir au mouvement de celle-ci .

• Une planète occulte une partie du rayonnement de son étoile en s'llllerposant dans sa rotation entre elle et l 'observateur .

Ble peut être détectée en mesurant les variations de luminosité de son étoile.

CoNSiqUINCES Dl l'BolciMUllllf DIS ÊOlllS • Du lait de la vitesse limitêe de la lumière , les objets lointains que nous observons ont évolué depuis l'époque a laquelle ils ont émis le signal que nous recevons.

• Regarder des corps très éloignés revient donc à regarder dans le passé (ainsi, une étoile située à 100 années ­ lumière nous apparait tene qu'elle était il y a un siècle) .

• Thêoriquement, en regardant suffisamment loin, on pourrait être têrnoin des premiers 3ges de l'Univers.

HISTOIRE DE l'UNIVERS • La théorie de la relativité générale ne plaide pas en faveur d'un Univers statique.

En effet.

les équations d'Einstein permettent de déaire 11Jnivels comme un espace en expansion .

• Par ailleurs.

l'observation indique que les galaxies s 'éloignent toutes les unes des autres (décalage de leur spectre électromagnétique vers le rouge) .

Plus elles sont éloignées , plus elles s'éloignent rapidement (plus leur spectre se décale vers le rouge) .

• En fait, ce ne sont pas les galaxies qui s'éloignent mais l'espace qui les sépare , qui se dilate à l'image d'• W.

fW r ..

fM/le et à la surface duquel les galaxies seraient disposées .

• Cela suggère qu'à une époque reculée, la matière devait être condensée en un même point Le dêbutdece mouvement d 'expansion serait marqué par une explosion primordiale , le Big Bang.

ayant donné naissance a 11Jnivers, il y a 15 milliards d'années .

llG llANG n u-.r fOSSIU • Le Big Bang porte en son nom même la preuve qu'il ne fait pas l'unanimitê puisqu'd a été nommé ainsi par dérision.

par l'un de ses détracteurs.

Les arguments en faveur du Big Bang apparaissent toutefois plus solides que les arguments opposés.

• L'un des metleurs repose Sii" la dêcouvl!rte d'un • rayonnement fossile •, qui n 'a pu être émis que dans les conditions d 'équilibre thenno­ dynamique parfait qui existaient lors de la phase dense et chaude.

peu après le Big Bang.

aux premiers temps de l'histoire de l'Univers.

Ce rayonnement.

dont le spedre se situe dans les miae>­ ondes.

est homogène et présent dans toutes les directions de 11Jnivels .

SdllAllO DU BIG llANG • En donnant naissance à l'Univers, le Big Bang aurait engendré à la fois la matière, l'espace et le temps .

On peut donc considérer qu'il n'y avait pas d'• avant le Big Bang • puisque le temps serait né de lui •L'étude du comportement des partica­ les dans un accélérateur reaéant les conditions régnant aux premiers ins­ tants de 11Jnivels a permis d 'avancer un scénario.

Les connaissances actuel­ les permettent d'envisager le déroule­ ment suivant : • 10"4' seconde après le Big Bang : la matière de 11Jnivers est contenue dans une sphère d 'un œntiême de millimètres de rayon dans laquelle règne une densité de 10" k&fcm' et une température de 10" degrés .

•Une seconde plus tard : 11Jnivers s'est dilaté de façon brutale et d'un facteur de 10".

Dans la • soupe• primordiale fonnêe de particules ênergétiques, des réactions complexes se produisen t jusqu 'à ce que la baisse de température les intemxnpe et permette la creation des protons, électrons et neutrons.

La densité tombe à 10 k&fcm ' et la température à 10 milliards de degrés.

• Après les 3 premières minutes : la matière s'assemble et forme les noyaux atomiques des premiers éléments (du tableau de dassification des élêments ), les plus légers : hydrogène, hélium , lithium .

L1Jnivers continue de se dilater et de se refroidir .

• Après 300 000 ans : l'Univers est moins dense et devient transparent aux photons (lumière ).

Formation des~ atomes (noyaux et êlectrons ).

La ternpêralure est de l'ordre de 3 ooo K.

• Entre 1 et 3 milliards d 'années : formation des galaxies et des quasars.

L'Univers poursuit sa dilatation et son refroidissement • 10 milliards d'années : formation de notre système solaire .

I.e iltvtl.AJIONS DUC DuP ftwl • D'HUISU • Le têlescope spatial Hubble a fourni l'image d'une portion lointaine de 11Jnivers (DHp ReM , distante de 12 milliard s d'années · lumière) dans laquelle on observe un très grand nombre de galaxies, très proches les unes des autres et donc fortement soumises aux forces grclVitationnelles.

• Compte tenu du temps mis par les rayonnements issus de ces galaxies pour paMOir jusqu 'au télescope , une telle image montre l'état de 11Jnivers il y a 12 milliards d'années, à • seulement• 3 milliards d'années de sa naissance explosive .

•Déclarer que 11Jnivers a un commencement.

c'est suggérer qu'il aura peut être aussi une fin.

L 1Jnivers est actuellement dans une phase d'expansion, son avenir est fonction de la quantité de matière qui le compose et qui nous est inconnue puisque l'on pressent l'existence d'une • matière noire • qui pourrait considérablement influer sur la masse totale de 11Jnivefs.

• Trois scénarios sont ainsi envisagés.

chacun dictant le caractère fini ou infin i de l'Univers : Ulliftn ffwert et lllthll : la vitesse d'expansion est suffisante pour libérer 11Jnivers de la force de gravité .

L'expansion se poursuivrait et les galaxies continuera ient à s'éloigner les unes des autres jusqu'à ce que le carburant des étoiles soit épuisé .

L'Univers deviendrait lNl àmetière glacial de naines blanches et d 'étoiles à neutrons.

Ulllvers pin et lllhl : la vitesse d'expansion finira par être compensêe par la force de gravité .

L'expansion se poursuivra en ralentissant.

pour peut être aboutir à une situation d'équifibre .

U.lftrs fel9é et fhll : la gravitê exercée par les corps les uns sur les autres finira par avoir raison de la force de dispersion .

L 1Jnivers rentrera alors dans une phase de contraction, le Big Crunch.

Pour peu que cette contraction soit brutale, 11Jnivers pourrait entrer dans une noll'll!lle phase d'expansion .

Il alternerait ains i phases d 'expansion et phases de contraction .

~DEl11MIVUS7 La cosmologie quantique OtMe de noll'll!l les perspediYes dans l'étude et la conception de 11Jnivefs.

Ble ne permet en effet de calculer les Mnernents qu'en termes de probabilités et donc de • possibles • et ouvre la porte à l'existence d'univers multiples (univers parallèles) coexistants mais sans interaction entre eux.

Notre Univers serait alors un monde isolé au milieu d'autres.

a...an ...

la matière reœnsêe MC les moyens d'observation actuels est insuffisante pour expliquer la rotation des galaxies ainsi que leur l1lCXMlllent au sein des amas de galaxies.

Les calculs ont rnoo­ tré que ces mouvements seraient conformes aux lois de la gr~ si l'Univers était dix lois plus massif que ce que l'on estime.

Cette masse man­ quante serait conslituêe de • matière noire • : on pai1e aussi de • matîtte sombre • ou encore de • masse cachée •, dont la naue demell'e très conjecturale (naines brunes, grosses planètes, « cordes cosmiques •, parti­ cules élémentaires inconnues ...

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