La structure de notre Univers

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

STADES DE (ÉVOLUTION DES tTOILES 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'annêes).

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 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.

Supernova :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.

•• 0 • Étoile à neutrons : corps céleste de très grande densité formé par l'effondrement d'une étoile supergéante après son explosion en supernova.

Pulsar : étoile à neutrons tournant 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 a permis d'envoyer des télescopes dans l'espace (Hubble), augmentant ainsi leurs performances.

Parallèlemen� 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 observflloins qui les renferment sont souvent placés à l'écart des villes et en altitude.

!:astronomie spatiale utilise des télescopes envoyés dans l'espace et échappant ainsi aux perturbations de l'atmos­ phère.

• 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 observateur.

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 (la 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.

MESURE DES DISTANCES • Dans un rayon de 300 années­ lumière, on mesure la distance d'un objet grâce 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 spectre électromagnétique.

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

Rayonnement infrarouge 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.

Rayonnement ultraviolet Sources : étoiles chaudes et supernovae.

Applications : étude de la composition chimique du milieu stellaire.

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

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

Applications : recherche de trous noirs.

DtTECTION DES PLANÈTlS EXTRA SOLAIRES • 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.

(ONStQUENCES DE L'tLOIGNEMENT DES trOlLES • Du fait 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 trés 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).

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

HISTOIRE DE L' UNIV ERS BIG BANG ET RAYONNEMENT FOSSILE • Le Big Bang porte en son nom même la preuve qu'il ne 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.

• !:un 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'histoire de l'Univers.

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

SctNARIO DU BIG BANG • 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.

• !: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 : • 10 ..., seconde aprés le Big Bang : la matière de l'Univers est contenue dans une sphère d'un centième de millimètres de rayon dans laquelle règne une densité de 10"' kg/cm' et une température de 10" degrés.

• Une seconde plus tard :l'Univers s'est dilaté 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 atomiques des premiers éléments (du tableau de classification des éléments), les plus légers : hydrogène, hélium, lithium.

!:Univers continue de se dilater et de se refroidir.

• Aprés 300 000 ans : l'Univers est moins dense et devient transparent 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.

!:Univers poursuit sa dilatation et son refroidissement.

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

lES RÉVtLATIONS DU « DEEP fiELD Il D'HUBBLE • Le télescope spatial 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 nombre de galaxies, très proches les unes des autres et donc forteme nt 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.

OOLunON DE L'UNIVEIS • Déclarer que l'Univers a un commencement, c'est suggérer qu'il aura peut être aussi une fin.

!: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 considérablement influer sur la masse totale de l'Univers.

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

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

!:Univers deviendrait un cimetière glacial de naines blanches et d'étoiles à neutrons.

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

!:expansion se poursuivra en ralentissant pour peut être aboutir à une situation 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.

!:Univers 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 alternerait ainsi phases d'expansion et phases de contraction.

AU·DEIÀ DE L'UNIVERS ? La cosmologie quantique ouvre de nouvelles perspectives dans l'étude et la conception de l'Univers.

Elle ne permet en effet de calculer les événements 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.

La matière recensée avec les moyens d'observation 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 conjecturale (naines brunes, grosses planètes, • cordes cosmiques », parti­ cules élémentaires inconnues ...

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