L'UNIVERS (PHYSIQUE)

« Amas stellaire : groupement d'étoiles formant des nuages très lumineu x.

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 ouverts, moins denses, les étoiles sont nées simultanément d'une même nébuleuse.

5tADEs DE L"tvoumoN DES OolW Gfftlte reage : 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 .

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

Nal1e 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 .

Saperréamte : stade succédant 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 .

Slllpel'HVa : 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.

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

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

lrou 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 • L'obsetvation de 11Jnivers 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 gravitation universelle .

Au XX' siècle , de nouvelles 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 (H""6/e), augmentant ainsi leurs performances .

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

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

Les obse11111tolns 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 échappant ainsi aux perturbations de l'atmos­phère.

• Radiotéles ­ copes : ils permettent l'observation de phénomènes 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 obsetvateur .

La longueur d'onde de ce signal semble plus courte si l'objet se rapproche (la fréquence augmente : l'onde est• compressée ») et plus longue s'il s'éloigne Oa fréquence diminue).

Ainsi, lorsqu'un corps lumineux s'approche , la fréquence 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.

MESUH DES DISJAIKES • Dans un rayon de 300 années­ lumière , on mesure la distance d 'un objet grace à son parallaxe annuel .

Il est déterminé en obsetvant 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 spectre électromagnétique.

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

LES DlfRIEllTS UYONNEMENTS RayoaHmellt vblllle Applications : photométrie et spectroscopie (composition et évolution de la matière ), astronomie optique, télescopes au sol ou dans l'espace (Hubble) .

Rayoaneiaeat radio Sources : pulsars , quasars.

Applications : radioastronomie, morphologie du milieu interstellaire.

RayOMetnelll l•fr-se Sources : poussières et nuages, étoiles de petite masse, planètes géantes.

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

Rayonnement ultraviolet Sources : étoiles chaudes et supernovae .

Applications : étude de la composition chimique du milieu stellaire .

Rayoanenieat X Sources : restes de supemovél!, enveloppes de possibles trous noirs Applications : observation de transferts de masse entre étoiles.

Rayonaemat 1•111- Sources : supernovae , nové!! , pulsars .

Applications : recherche de trous noirs.

BIG BANG n UYONNEMENT FOSSILE • Le Big Bang porte en son nom même la preuve qu'il ne fait pas l'unanimité puisqurd a éti! nommê 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 meilleurs repose sur la découverte d'un • rayonnement fossile •, qui n 'a pu être émis que dans les conditions d'équ ilibre thermo­ 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 spectre se situe dans les micro­ ondes, est homogène et présent dans toutes les directions de 11Jnivers .

DmmoN DES PLANhES EXTIA SOLAllES SdNAlllO DU BIG BANG • 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'interposant dans sa rotation entre elle et l'observateur .

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

CoNStQUENCES DE l."tLOIGNEMENT DES OolW • Du lait de la vitesse limitée de la lumière, les objets lointains que nous observons 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 apparait telle qu'elle était il y a un siècle).

• Théoriquement, en regardant suffisamment loin, on pourrait être témoin des premiers ages de 11Jnivers .

HISTOIRE DE rLINIVERS • La théorie de la relativité générale 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 (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' • IHl/loll qw r ..

,.,,.

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 11Jnivers, il y a 15 m illiards d'années.

• En donnant naissance à l'Univers, le Big Bang aurait engendré à la lois la matière, l'espace et le temps .

On peut donc considére r qu'il n'y avait pas d'• avant le Big Bang • puisque le temps serait né de lui.

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

Les connaissances actuel­ les permettent d'envisager le déroule­ ment suivant : • la. »