L'Univers (Travaux Pratiques Encadrés - Espaces pédagogiques interactifs)

« Amas stellaire : groupement d'étoiles formant des nuages très lumin eux.

Ils sont de deux sortes.

Les amas glob ulaires, très denses , lointains et de forme sphérique , sont composés d'étoiles liées par la force de gravita tion.

Dans les amas ouverts, moins denses , les étoiles sont nées simultanéme nt d'une même nébuleuse .

STADES DE L'ÉVOLUTION DES ÉTOILES Géante rouge : 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 milliards d'années).

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

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

Naine blanche : corps très compact et de petites dimensions résultant de la contraction du noyau d'une étoile peu massive à la fin de son existence.

Sa couleur blanche témoigne de sa haute température .

Naine noire : naine blanche refroidie .

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

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

Céphéide : supergéante instable.

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

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

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

• 0 ' .

.

~- Étoile à neutrons : corps céleste de très grande densité formé par l'effo ndrement d'une étoile supergéante après son explosion en supernova.

Pulsar : étoile à neutron s tournan t très rapidement sur elle-même en émettant un signal radio régulier .

Trou 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 extrêmement dense et générant une telle force de gravité que rien ne peut s 'en échapper, pas même la lumière .

OBSERVATION DE L'UNIVERS • ëobservation de l'Univers a commencé à l'œil nu, puis les astronomes se sont dotés d'outils optiques (lunettes, télescopes) et mathématiques avec, entre autres , les lois de Kepler (1571 -1630) et de Newton (1642-1727), sur les orbites des astres et la grav itation universelle .

Au XX' siècle, de nouvelle s méthodes d'étude de l'espace sont apparues.

ëélectronique a élargi le champ des observations, tandis que l'astronautique a permis d'envoyer des télescopes dans l'espace (Hubble ), augmentant ainsi leurs performances .

Parallè lement, l'énonciation des théories de la relativité d 'Einstein (1879-1955) apportait une nouvelle façon de percevoir l'Univers.

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

Les observatoires qui les renferment sont souvent placés à l'éca rt des villes et en a ltitud e.

copes : ils permettent l'observatio n de phénomènes dont les rayonnements électromagnétiq ues sont non lumineux.

• Mise en pratique de l'effet Doppler ­ Fizeau : la fréque nce d'un signal é lectromagnétique varie en fonction du mouvement de sa source par rapport à un observateur .

La lo ngueur d'onde de ce signal semb le plus courte si l'objet se rapproche (la fréquence augmente : l ' onde est« compressée») et plus longue s'il s'éloigne ( la fréquence diminue) .

Ainsi , lorsqu'un corps lumineux s'approche, la fréquence de son sign a l 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 .

MESURE DES DISTANCES • Dans un rayon de 300 années­ lumi ère, on mesure la distance d'un objet gr3ce 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 référentielles 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 spectre électromagnétique .

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

lEs DIFFtRENTS RAYONNEMENTS Rayonnement visible Applications : photométrie et spectroscopie (composition et évolution de la matière), astronomie optique, télescopes au sol ou dans l'espace (Hubbl e).

Rayonnement radio Sources : pulsars, quasars .

Applications : radioastronomie, morphologie du milieu inter stellaire .

Rayonnement infrarouge Sources : poussières et nuages , étoiles de petite masse , planètes géan tes.

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

Rayonnement ultraviolet Sources : étoiles chaudes et supernovae.

Appli cations : étude de la composition chimique du milieu stellaire.

Rayonnement X Sources : restes de supernova!, enve loppe s de possibles trous noirs Applications : observation de transferts de masse entr e étoiles.

Rayonnement gamma Sources : supernovae , novi!! , pulsars .

Applications : recherche de trous noirs .

DÉTECTION DES PLANÉTES EXTRA SOLAIRES • Une p lanète exerce une action gravitationne lle 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'inte rposant dans sa rotation entre elle et l'observateur .

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

(ONStQUENUS DE L'tLOIGNEMENT DES ÉTOILES • Du fait de la vitesse limitée de la lumière , les objets lointains que nous observo n s ont évolué depuis l'époque à 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 apparaît telle qu'elle était il y a un siècle).

• Théoriquement en regardant suffisamment loin, on pourrait être témoin des premiers âges de l'Univers .

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

En effet , les équations d'Einstein permettent de décrire l 'Univers comme un espace en expansion.

• Par ailleurs , l'observation indique que les galaxies s 'éloignent toutes les unes des autres (déca lage 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'un bol/on que l'on gonfle 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 début de ce mouvement d'expansion serait marqué par une explosion primordiale , le Big Bang.

ayant donné naissance à l 'Univers, il y a 15 milliards d'années .

BIG BANG ET RAYONNEMENT FOSSILE • Le Big Bang porte en son nom même la preuve qu'il n e fait pas l'unanimité puisqu 'il 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.

• ëun des meilleurs repose sur la découverte d 'un « rayonnement fossile» , qui n'a pu être émis que dans les conditions d'équilibre thermo ­ dynamique parfait qui existaient lors de la phase dense et chaude , peu après le Big Bang.

aux premiers temps de l'histoi r e de l'Univers .

Ce rayonnement , dont le spectre se situe dans les micro ­ ondes, est homogène et présent dans toutes les directions de l 'Univers .

SCÉNARIO DU BIG BANG • En donnant naissance à l'Univers , le Big Bang aurait engend r é à la fois la matière , l'espace et le temps .

On peut donc considérer qu'il n 'y avait pas d'cc avant le Big Bang » puisque le temps serait né de lui.

• ëétude du comportement des particu­ les dans un accé lérateur recréant les conditions régnant aux premiers ins­ tants de l'Univers a permis d'avancer un scénario.

Les connaissances actue l ­ les permettent d'env isager le déroule­ ment suivant : • 10"" seconde après le Big Bang : la matière de l 'Univers est contenue dans une sphère d'un centième de millimètres d e rayon dans laque lle règne une densi té de 10" kg/cm ' et une température de 10" degrés .

• Une seconde plus tard : l'Unive rs s'est dilat é de façon brutale et d'un facteur de 10" .

Dans la « soupe » primordiale formée de particules énergétiques, des réactions complexes se produisent jusqu'à ce que la baisse de température les interrompe et permette la création des protons, électrons et neutrons .

La densité tombe à 10 kg/cm ' et la température à 10 milliards de degrés .

• Après les 3 premières minutes : la matière s'assemble et forme les noyaux atomiqu es des premiers é léments (du tableau de classification des éléments), les plus légers : hydrogène, hélium, lithium .

ëUnivers continue de se dilat er et de se refroidir .

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

Formation des premiers atomes (noyaux et électrons).

La température est de l'ordre de 3 000 K .

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

ëUnivers poursuit sa dilatation et son refroidissement.

• 10 milliards d'années : formation de notre système solaire.

lES RÉVtLATIONS DU cc DEEP fiELD » D'HUBBLE • Le télescope spatia l Hubble a fourni l'image d 'une portion lointaine de l'Univers (Deep Field , distante de 12 milliards d'années­ lumière ) dans laquelle on observe un très grand nom bre de galaxies, très proches les unes des autres et donc forteme n t soumises aux forces gravitationnelles .

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

WOLUTION DE L'UNMIS • Déclarer que l'Univer s a un commenceme nt, c'est suggérer qu'il aura peu t être aussi une fin.

L'Univers 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 considérab lement influer sur la masse totale de l'Univers .

• Trois scénarios sont ainsi envisagès , chacun dictant le caractère fini ou infini de l 'Univers : Univers ouvert et infini : la vitesse d'expan sion est suffisante pour libérer l ' Univers de la force de gravité.

ëexpans ion se poursuivrait et les galaxies continueraient à s 'éloigner les unes des autres jusqu'à ce que le carburant des étoiles soit épuisé .

ëUniver s deviendrait un cimetière glacia l d e naines blanches et d'étoiles à neutron s.

Univers plat et infini : la vitesse d 'expa nsion finira par être compensée par la force de gravité .

ëexpansion se poursuivra en ralentissant pour peut être aboutir à une situa tion d 'équilibre .

Univers fermé et fini : la gravité exercée par les corps les uns sur les autres finira par avoir raison de la force de dispersion .

ëUnivers rentrera alors dans une phase de contraction, le Big Crunch .

Pour peu que cette contraction soit brutale, l'Univers pourrait entrer dans une nouvelle phase d'expansion .

Il alterne rait ainsi phases d'expansion et phases de contraction.

AU-DELA DE L'UNIVERS ? La cosmologie quantiqu e ouvre de nouvelle s perspectives dans l'étude et la conception de l'Univers.

Elle ne permet en effet de calcu ler les événements qu'en termes de probabil ités et donc de « possibles » et ouvre la porte à l'existence d'univers multiple s (univers parallèles ) coexistants mais sans interaction entre eux.

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

La matière noire La mati ère recen sée avec les moyens d'observatio n actuels est insuffisante pour expliquer la rotation des galaxies ainsi que leur mouvement au sein des amas de galaxies.

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

Cette masse man ­ quante serait constituée de « matière noire » : on parle aussi de « matière sombre > > ou encore de « masse cachée », dont la nature demeure très conjectu rale (naines brunes, grosses planètes , « cordes cosmiques >>, parti­ cules élémentaires inconnues ...

).. »