L’histoire*de*l’Univers* - Université de Genève

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L’histoire de l’Univers

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L’histoire  de  l’Univers  

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Evolu2on  de  la  pensée    

•  Galilée  avec  son  télescope  ouvre  un  œil  au  dehors  de  la  maison  Terre.  Les  montagnes  sur  la  lune,  les  satellites  de  Jupiter  démontrent  que  la  ma2ère  est  partout  pareille  et  que  la  terre  n’est  pas  le  centre  du  cosmos.    

•  Newton  fait  l’hypothèse  que  les  loi  de  la  physique  sont  partout  pareilles:  la  pomme  qui  tombe  est  soumise  à  la  même  force  que  2ent  la  Terre  autour  du  Soleil          Univers    

•  On  peut  étudier  les  objets  de  l’Univers  et  leur  histoire:  système  solaire,  étoiles,  etc.  

•  Einstein,    avec  la  Théorie  de  la  Gravita2on  Générale,  considère  l’espace,  le  temps  et  la  ma2ère    comme  un  tout.  L’Univers  deviens  lui  même  objet  d’étude,     naissance  de  la  cosmologie.                

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L’Univers  a  une  histoire    •  335  a.  C.  Aristote:  «  l’Univers  a  toujours  existé  et  existera  toujours.  Dans  le  

ciel  rien  ne  change  »  

•  1925    Edwin  Hubble  a  un  nouveau  télescope  sur  le  Mont  Wilson  (1742  m)  

  Ils  existent  d’autres  Galaxies  dehors  notre  Voie  Lactée  :  les  nébuleuses  sont  des  Galaxies        

   Il  mesure  leur  distance  et  leur  vitesse.        ≈100  milliard  d’étoiles  dans  une  Galaxie        ≈100  milliard  de  Galaxies  

  Les  Galaxies  s’éloignent  !!!!          

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Le  télescope  Hubble    

Décembre  1993  :  5  jours    pour  ajuster  la  vision  de  Hubble      

Lancé  le  24  avril  1990,    porté  par  la  navece  Spa2ale  Discovery      

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Galaxies  vues  par  le  télescope  Hubble  

≈  1,500  galaxies  sont  visibles  dans    cece  image  (le  champs  profond  de  Hubble  ),    prise  en  gardant  le  télescope  pointé  sur  le  même  pe2t  morceau  de  ciel  «  noir  »    pour    10  jours  consécu2fs  en  1995.    

Galaxie  spirale  M83,  à  15  million  d’années  lumière  dans  la  constella2on  de  Hydra.  Elle  con2ent  des  milliers    d’amas  d’étoiles,    Millions  d’étoiles  individuelles  ,  et  fantômes  d’étoiles  mortes,  restes  de  supernova.    

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Le  spectre  d’une  étoile    •  Un  corps  chaud,  tel  qu'une  étoile  ou  une  planète  va  émecre  un  rayonnement  

électromagné2que  dont  la  répar22on  dépendra  de  sa  température.  

•  Aujourd’hui  on  étudie  les  étoiles  dans  tout  le  spectre  électromagné2que:  radiotélescopes,  détecteurs  de  rayons  X  et  de  rayons  gammas.        

•  Le  spectre  d’une  étoile  n'est  pas  un  simple  arc-­‐en-­‐ciel  :  il  est  strié  d'une  mul2tude  de  raies  sombres  :  c’est  l'absorp2on  de  certaines  longueurs  d'ondes  par  des  éléments  chimiques  présents  dans  les  couches  superficielles  .  

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Déplacement  vers  le  rouge  

  On  mesure  la  distance  des  galaxies  d’après  l’  intensité  de  la  lumière  d’étoiles    étalons:  céphéides  ou  supernovae.    Si  une  étoile  s’éloigne  de  nous  la  longueur  d’onde  de  la  lumière  augmente,    sa  couleur  se  déplace  vers  le  rouge    

Effet  Doppler    

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Pourquoi  la  nuit  est-­‐elle  noire  ?  •  Les  milliards  d’étoiles  devraient  illuminer  la  nuit  !  

•  La  vitesse  de  la  lumière  est  finie:  300  000  Km/s              (1  sec  pour  rejoindre  la  lune,  8  min  pour  le  soleil,  mais  les  

étoiles  sont  bien  plus  loin!)  donc  nous  voyons  la  lumière  émise  il  y  a  longtemps,  pas  celle  émise  maintenant.  

•  Edward  Allan  Poe  dans  son  roman  Eureka  avait  déjà  dit  que  l’Univers  n’est  pas  éternel  et  donc  nous  recevons  seulement  la  lumière  des  étoiles  qui  sont  nées.        

•  L’Univers  est  en  expansion  (Hubble  1929)  :    constante  de  Hubble    H≅  75  Km  /s      

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Le  Big-­‐  Bang    1915  Albert  Einstein  :  l’Univers  est  sta2que  il  introduit  une                      constante  cosmologique  dans  ses  équa2ons.      1922  Alexandre  Friedmann  (1888-­‐1925)d’après  les  équa2ons    de  la  rela2vité  générale  qui  décrivent  la  gravita2on:    l’Univers  est  en  expansion  et  il  en  déduit  l’âge  de  l’Univers.  1927  Georges  Lemaître  (1894-­‐1966):  l’atome  primi2f  1948  George  Gamow  (1904-­‐1968)  :  au  début  l’Univers  était  très  pe2t,  très  dense,  très  chaud  1950  Fred  Hoyle  (1915-­‐2001)  en  se  moquant:  Big  Bang  

Expansion  de  l’Univers:  l’espace  qui  sépare  les  galaxies  augmente        

Aujourd’hui    Univers  noir,  froid,  raréfie,    très  structuré  

Il  y  a  13,7  milliard  d’année  Univers  très  chaud,  très  dense,  très  uniforme:  grande  purée  torride  de  par2cules  élémentaires      

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Evolu2on  de  l’Univers    

Nous  ne  pouvons  pas  décrire  un  instant  zéro:  à  ce  moment  la  gravita2on  ne  suffit  pas,    les  3  autres  forces  sont  bien  présentes  (unifica2on  des  forces?)  Mais  la  théorie  quan2que,  valable  à  pe2tes  distances  ne  s’accorde  pas  avec  la  gravita2on!  Foisonnement  de  théories:  Supercordes,  vide  quan2que,  plusieurs  dimensions………          LHC  au  secours  !!!      

Temps        0  ????            Big  Bang  ?????    10-­‐44  s                    GUT  forces  unifiés,                                            quark,  leptons,  photon  

10-­‐12  s                  p, n, e,  ν      les  photons  créent                                          des  couples  proton-­‐an2proton                                        p  et  an2-­‐p  s’annihilent,  seul  un  pe2t                                              nombre  de  p  survit    

10-­‐5  s                e, ν,  p, les  photons  ont  encore  assez                                  d’énergie  pour  créer  des  paires    e+e-

3  min              forma2on  des  noyaux:  d  et  He  

300  000  a      forma2on  des  atomes,                                              l’univers  devient  transparent  

700  000  a  forma2on  des  étoiles  et  des  galaxies                              

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Preuve  du  Big  Bang  ?  1964  Arno  Penzias  et  Robert  Wilson  mecaient  en    opéra2on  une  antenne  microonde  pour  la  communica2on  avec  les  satellites.  Il  lucent  contre  un  bruit  de  fond  constant  de  3  K      (K  =  degrés  Kelvin        1K  =  -­‐273  °C)    1948  George  Gamow  :  l’Univers  très  chaud  (≈3000  K)  du  début  émet  une  radia2on  de  corps  noir  (un  four  !)  qui,  refroidie  aujourd’hui  doit  avoir  3  K  1978        Prix  Nobel  pour  Penzias  et  Wilson  1989        COBE:  Cosmic  Background  Explorer  2001        WMAP:  Wilkinson  Microwave  Anisotropy  Probe                  

La  forme  du  spectre  correspond  bien  à  celle  d’un  corps  noir  de  2,738  K    

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Rayonnement  fossile  (WMAP)  

Les  rayonnement  fossile  est  uniforme,  mais  des  pe2tes  anisotropies  expliquent  la  forma2on  des  galaxies  et  des  amas  de  galaxies  autour  des  points  les  plus  chauds  en  rouge.      

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La  ma2ère  noire      Nous  connaissons  l’Univers  grâce  à  la  lumière  

(ondes  électromagné2ques)  et  à  la  gravité.      

•  Les  lois  de  la  gravita2on  donnent  que  la  vitesse  de  révolu2on  d’un  objet  diminue  avec  sa  distance  à  la  masse  centrale  (la  période  de  révolu2on  de      Mercure  est  de  87  j,  celle  de  Saturne  30  a  )    

•  Mais  la  vitesse  de  révolu2on  des  étoiles  au  sein  de  galaxies  et  la  vitesse  des  galaxies  dans  un  amas  contredit  cece  loi    (≈1970)!  

•  Faut-­‐il  changer  les  lois  de  la  gravita2on  ou  admecre  une  masse  «  noire  »  invisible  par    la  radia2on  ?  

•  La  ma2ère  noire  déforme  aussi  l’espace!    On  peut  la  déceler  par  l’effet  de  len2lle  gravita2onnelle.    

•  Elle  est  5  fois  plus  importante  que  la  ma2ère  baryonique  (atomes  et  protons)        

La  courbe  de  rota2on  prévue  par  les  équa2ons  de  Newton  (A)  et  la  courbe  observée  (B),  en  fonc2on  de  la  distance  au  centre  de  la  galaxie.  

Image  de  la  distorsion  provoquée  par  la  ma2ère  noire    autour  des  galaxies.  On  observe  des  grandes  structures  

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A  la  recherche  de  la  ma2ère  noire  

•  Les  corps  noirs  (astéroïdes  et  étoiles  noires)  dans  l’Univers  sont  insuffisants  pour  expliquer  la  ma2ère  noire.  

•  Les  neutrinos  ont  une  masse,  mais  elle  est  trop  pe2te.    

•  En  2012  le  LHC  du  CERN  a  brillamment  complété  le  modèle  standard  des  par2cules  élémentaires  avec  la  découverte  du  boson  Higgs.  Mais  ce  modèle  a  des  difficultés  à  des  énergies  plus  élevées  et  surtout  il  n’intègre  pas  l’interac2on  gravita2onnelle.  On  cherche  alors  des  théories  plus  fondamentales  qui  coïncident  avec  le  modèle  standard  à  basses  énergies.  

•  Dans  la  théorie  de  la  Supersymétrie  on  a  toute  une  nouvelle  série  de  par2cules  dont  l’état  le  plus  bas,  le  neutralino,  est  un  WIMP  (Weakly  Interac2ve  Massive  Par2cle).  Il  est  un  bon  candidat  pour  la  ma2ère  noire.  

•  La  recherche  est  ouverte  au  LHC  et  dans  des  expériences  partout  dans  le  monde:  des  profondeurs  de  l’Arc2que  à  la  sta2on  spa2ale  ISIS.                  

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L’énergie  noire  •  Est-­‐ce  que  l’  expansion  de  l’Univers  va  

con2nuer  indéfiniment  ?  •  D’après  les  équa2ons  d’Einstein  la  gravita2on  

devrait  freiner  l’expansion.    •  1998    Deux  équipes  indépendantes    à  

Berkeley  et  à  Canberra  annoncent  que  l’expansion  de  l’Univers  ne  ralen2t  pas  mais  est  en  pleine  accéléra2on.  Les  deux  équipes  étaient  arrivées  à  cece  conclusion  en  s’appuyant  sur  l’observa2on  de  supernovae  de  type  Ia  pour  mesurer  la  vitesse  des  galaxies.  

•  L’accéléra2on  de  l’expansion  a  été  interprétée  comme  la  présence  d’une  force  répulsive  à  grande  échelle  capable  de  surmonter  la  force  gravita2onnelle  qui  lie  les  différents  cons2tuants  de  l’Univers.  La  nature  de  cece  force  reste  pour  l’instant  mystérieuse  et  on  lui  a  donné  le  nom  d’énergie  noire.  

On  peut  alors  tracer  une  courbe  à  par0r  des  observa0ons  (cercles  jaunes)  de  supernovae  dans  les  galaxies  (il  s'en  produit  en  moyenne  une  SN  Ia  par  millénaire  environ  dans  chaque  galaxie).  Diverses  courbes  correspondent  à  divers  univers.  ©  Hawaï  University  

La  luminosité  apparente    d'une  supernova  SN  Ia    donne  une  mesure  de  sa    distance  et  son  décalage    spectral  (redshiI  en  anglais)  fournit  un  âge.    

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Modèle  Standard  de  la  Cosmologie    

•  Un  modèle  cosmologique  s’efforce  de  décrire  l’  ensemble  des  observa2ons  

           avec  un  minimum  de  paramètres  cosmologiques.    

•  Les  deux  principales  caractéris2ques  de  l’Univers  sont  qu’il  est  homogène  et  isotrope  à  grande  échelle  et  qu’il  est  en  expansion    

•  L’Univers  con2ent  de  façon  certaine  trois  et  probablement  quatre  type  de  ma2ère  :  des  photons,  des  neutrinos,  la  ma2ère  baryonique  composant  les  atomes  et  la  ma2ère  noire.  

•  Les  mesures  du  rayonnement  fossile  et  du  mouvement  des  galaxies  indiquent  que  notre  connaissance  de  la  ma2ère  normale  se  limite  à  4%  de  l’énergie  totale  de  l’Univers  !    

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L’évolu2on  des  étoiles  et  les  trous  noirs    

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Etoiles  •  Une  étoile  est  un  astre  semblable  au  Soleil,  qui  brille  grâce  à  des  réac2ons  

nucléaires  qui  se  produisent  en  son  centre.  Les  étoiles  apparaissent  à  l'œil  nu  sous  la  forme  d'un  point  brillant,  scin2llant  du  fait  de  la  turbulence  atmosphérique,  sans  mouvement  apparent  immédiat  par  rapport  aux  autres  objets  fixes  du  ciel.  Toutes  les  étoiles  sont  considérablement  plus  éloignées  de  la  Terre  que  le  Soleil.  L'étoile  la  plus  proche,  Proxima  du  Centaure,  est  située  à  environ  4  années  lumières  du  Système  Solaire,  soit  près  de  250  000  fois  plus  loin  que  le  Soleil.  

•  AL  =  année  lumière:  distance  parcourue  par  la  lumière  dans  le  vide  en  l’espace  d’une  année.      =9,461  x1012  km  (la  vitesse  de  la  lumière  est    ≅300  000  km/s)      

•  La  masse  d'une  étoile  est  de  l'ordre  de  quelques  1030  kg,  et  son  rayon  de  l'ordre  de  quelques  millions  de  kilomètres.  La  puissance  rayonnée  par  une  étoile  comme  le  Soleil  est  de  l'ordre  de  1026  Wacs.    

•  Les  étoiles  se  forment  suite  à  la  contrac2on  d'une  nébuleuse  de  gaz  et  de  poussières  sous  l'effet  de  la  gravité.  Si  l'échauffement  de  la  ma2ère  est  suffisant,  cela    déclenche  le  cycle  des  réac2ons  nucléaires  au  cœur  de  la  nébuleuse  pour  former  une  étoile.  L'énergie  dégagée  par  ces  réac2ons  est  alors  suffisante  pour  arrêter  sa  contrac2on  du  fait  de  la  pression  de  radia2on  ainsi  générée.  

•  Le  nombre  d'étoiles  dans  l'univers  est  es2mé  entre  1022  et  1023.  Les  étoiles  sont  trop  peu  brillantes  pour  être  observables  en  plein  jour.  

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Classifica2on  des  étoiles    

Le  diagramme  Hertzsprung-­‐Russel  

•   Échelles  logarithmiques  • Luminosité  du  Soleil      Lsun  =  3.85x1026  Wacs  • Température  absolue    TK  en  Kelvin  (°C  +273)  • La  température  effec2ve  du  Soleil  est  5780  K  

• Main  Sequence  =  séquence  principale  étoiles  vivantes  • White  dwarfs  =    naines  blanches  cadavres  d’étoiles    •   Géants  et  Supergéants  étoiles  en  fin  de  vie                

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Le  spectre  d’une  étoile    •  Un  corps  chaud,  tel  qu'une  étoile  ou  une  planète  va  émecre  un  rayonnement  

électromagné2que  dont  la  répar22on  intensité  /  longueur  d'onde  dépendra  de  sa  température.  

•  Une  étoile  chaude  (comme  Véga,  à  10  000  K)    a  une  couleur  bleutée  tandis  qu'une  étoile    plus  froide  (comme  Antarès,  à  3  500  K)  a  une  couleur  rougeâtre.  

•  Le  spectre  d’une  étoile  n'est  pas  un  simple  arc-­‐en-­‐ciel  :  il  est  strié  d'une  mul2tude  de  raies  sombres  :  c’est  l'absorp2on  de  certaines  longueurs  d'ondes  par  des  éléments  chimiques  présents  dans  les  couches  superficielles  .  

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Vie  et  mort  des  étoiles    

                                                   Naissance 1.  Nébuleuse  de  gaz  et  poussière    2.  Sous  l’effet  de  la  gravité  se  forment  des    

noyaux  denses  et  chauds                                  Vie      

3.  ≈  10  millions  de  degrés  fusion  nucléaire  H  He  4.  Plus  l’étoile  est  massive  plus  elle  brule  vite:  

Une  naine  jaune  (Soleil)  dure  10  milliard  d’années      Une  géante  bleu  (Rigel,  Bételgeuse)  10  million  d’années                                Mort      

5.  Moins  de  1.4  masses  solaires  (Mo)  :  géante  rouge      naine  blanche  (une  fois  consommée  l’énergie  nucléaire  la  compression  gravita2onnelle  est  équilibrée  par  la  pression  du  gaz  d’électrons  )  

6.  Plus  grande  que  1.4  Mo    :  fusion  He,  C,  O,  Si    super  géante  rouge  supernova                                              étoile  à  neutron    explosion  % trou  noir  

 La  supernova  la  plus  célèbre  de  l'histoire.    SN  1054  est  une  supernova  dont  l'explosion    a  été  vue  en  Chine  à  par0r  du  4  juillet  1054,    appelée  aujourd'hui  nébuleuse  du  Crabe.    

Les  piliers  de  la  créa0on    (nébuleuse  de  l’aigle)  vus  par  Hubble    

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La  vie  d’un  étoile  :  séquence  principale      •  Fusion:  p  +p  2H  +e+  +νe  (faible)  

2H  +p  3He  +  γ  (e.m.)  3He  +  3He  4He  +  p  +p  (forte)  La  masse  de  4He  est  plus  pe0te  de  la  somme  de  la  masse  des  4  protons,  ceTe  ma0ère  est  transformée  en  énergie:  E=mc2.  L’étoile  rejoint  une  condi0on  d’équilibre  entre  la  force  gravita0onnelle  qui  tends  à  l’écraser  et  la  pression  du  gaz  qui  tends  à  disperser  la  ma0ère  dans  l’espace.  Pendant  sa  vie  l’étoile  brule  l’hydrogène  de  son  cœur  et  produit  un  flux  constant  d’énergie,  irradié  dans  l’espace.              

•  Quand  tous  les  protons  sont  transformés  en  Hélium  (plus  rapidement  pour  les  étoiles  les  plus  massives,  plus  lentement  pour  les  plus  pe2tes)  la  gravita2on  reprend  le  dessus,  l’étoile  se  contracte  et  la  ma2ère  comprimée  se  réchauffe  à  une  température  telle  qui  déclenche  la  fusion  des  atomes  plus  lourds:            4He  +4He8Be                        

             8Be  +4He12C  +  γ    12C  +4He16O  +  γ  

•  Chaque  fois  que  un  combus2ble  nucléaire  est  épuisé,  il  y  a  contrac2on  du  cœur  de  l’étoile  avec  une  augmenta2on  de  température  et  expansion  avec  refroidissement  des  couches  extérieures    géante  rouge  

•  La  fusion  des  noyaux  avec  produc2on  d’énergie  con2nue  jusqu’au  Fe.                

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Energie  de  liaison  

En  physique  tous  les  systèmes  tendent  à  rejoindre  l’état  de  plus  basse  énergie  .  Une  transforma2on  ne  se  produit    sans  aide  que  si  l’état  final  a  une  énergie  inférieure  à  celle  du  début  :  on  gagne  de  l’énergie.          

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Une  mort  lente:  naine  blanche      Si  l’étoile  est  plus  pe2te  que  1,4  masses  solaires,  la  densité  de  l’atmosphère  de  la  géante  

rouge  est  très  faible  et  le  cœur  ne  peut  pas  la  retenir.  Le  gaz  évapore  lentement  dans  l’espace.  Dans  le  cœur  la  gravita2on  est  équilibré  par  la  pression  des  électrons  qui  ne  peuvent  pas  se  superposer  *.    Le  cœur  encore  chaud    irradie  alors  son  énergie  lentement  pendant  des  milliards  d’années,  c’est  une  naine  blanche  :  un  cadavre  encore  chaud  dont  la  radia2on  thermique  est  visible,  avant  de  devenir  une  naine  brune.  

*  En  physique  quan2que  deux  par2cules  de  type  fermion  (e,  p,  n,  q)  ne  peuvent  pas  occuper  le  même  état  d’énergie  (principe  d’exclusion  de  Pauli)                

Une  mort  violente:  supernovae Lorsqu'une  étoile  massive  arrive  au  bout  de  ses  réserves  d'atomes    assurant  les  réac2ons  nucléaires,  plus  rien  ne  vient  s'opposer  à  la  gravita2on.     Le  cœur  de  l'astre  se  comprime  tellement  que  les  protons  et  les  électrons    qu'il  con2ent  fusionnent  et  forment  des  neutrons  (n  p  e-­‐  ν  désintégra2on  β    e-­‐  p  n  ν    réac2on    inverse).     Quand  les  couches  extérieures  de  l'étoile,  dans  leur  écroulement,    viennent  taper  sur  cece  sphère  de  neutrons  ultra  dense,  elles  rebondissent    comme  une  balle  et  sont  expulsées  dans  l'espace  en  une  monstrueuse    libéra2on  d'énergie  connue  sous  le  nom  de  supernova.     Que  reste-­‐t-­‐il  ?  Une  étoile  à  neutrons,  tellement  dense  que  une  masse  plus  grande    que  notre  Soleil  est  contenue  dans  une  boule  du  diamètre  de  Paris:      un  milliard  de  tonnes  par  cm3    pour  une  masse  de  1,4  à  3,2  masses  solaires  .  

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Les  éléments  d’une  supernova  L'étoile  prend  une  structure  en  pelure  d'oignon,    où  les  différentes  couches  concentriques    correspondent  à  des  réac0ons  de  fusion  différentes.  Les  couches  externes  brûlent  de  l’hydrogène  (H)    pour  former  de  l’hélium  (He),  dans  la  couche  suivante    c’est  l’hélium  qui  se  transforme  en  carbone  (C  ),  puis  c’est  l’oxygène  (O)  qui  est  formé,  et  en  se  rapprochant  du  cœur,  on  trouve  les  éléments  les  plus  lourds  :  du  néon  (Ne),  du  sodium,  du  magnésium  (Mg),  du  silicium  (Si),  du  soufre  (S),  du  nickel,  du  cobalt  et  enfin  du  fer  (Fe).    

La  nébuleuse  du  Crabe  est  est  un  rémanent  de  supernova  historique,  SN1054,  dont  l’explosion  a  été  observé  en  Chine  de  juillet  1054  à  avril  1056  Elle  est  située  dans  la  constella2on  du  taureau  de  notre  galaxie.  On  y  a  découvert  un  pulsar.  

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Les  étoiles  à  neutrons  existent-­‐elles  ?  Pulsar    

Un  pulsar  est  une  étoile  à  neutrons  avec  un  puissant  champs  magné2que,  elle  tourne    très  vite  sur  elle-­‐même  en  émecant  un  faisceau  d'ondes  électromagné2ques    (souvent  des  ondes  radio).  Il  se  comporte  un  peu  comme  une  toupie,  tournoyant  autour    de  l'axe  de  rota2on  de  l'étoile  morte  et  formant  un  cône  qui  balaie  l'espace.    Si  la  Terre  a  la  chance  de  se  trouver  en  face,  elle  va  recevoir  de  manière  très  régulière,    parfois  jusqu'à  plusieurs  centaines  de  fois  par  seconde,  la  pulsa2on  émanant  de  l'astre,  métronome  du  cosmos.  

1932  découverte  du  neutron    par  James  Chadwick  1934  W.  Baade  et  F.  Zwicky  proposent  l’étoile  à  neutrons    1939  modèle  calculé  par  J.  Oppenheimer  et  G.  Wolkoff    En  1967  Jocelyne  Bell,  (doctorante  de  A.  Hewish)  découvre  une  série  d’impulsions  régulières  de  1,33  sec:  signal  des  pe2ts  homme  verts????  1974  prix  Nobel  à  A.  Hewish  !!!  

Jocelyne  Bell  et  Antony  Hewish    au  radiotélescope  de  Cambridge    

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Trou  noir    

Si  la  masse  de  l’étoile  est  très  grande  (entre  4  et  12  masses  solaires),  à  sa  mort  rien  ne  peu  plus  contrebalancer  la  force  gravita2onnelle,  l’étoile  s’effondre  dans  un  trou  noir  :    une  région  de  l’espace-­‐temps  où  la  gravita2on    est  tellement  forte  que  rien  ne  peu  en  sor2r,  même  pas  la  lumière  :  horizon  des  événements.            

Selon  la  théorie  de  la  gravita2on  générale  la  masse  déforme  l’espace-­‐temps.  Les  trous  noirs  sont  les  objets  les  plus  compacts  de  l’Univers,  ils  concentrent  une  très  grande  masse  dans  un  volume  proche  à  celui  d’un  point.    

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Trou  noir    •  Les  trous  noirs  sont  invisibles  car  ils  ne  dégagent  aucune  lumière  (ils  ne  

font  que  l’absorber).  De  fait,  leur  détec0on  se  fait  toujours  de  manière  indirecte,  en  observant  leurs  effets  sur  la  ma0ère  environnante.  Ainsi,  les  astronomes  peuvent  détecter  les  puissants  rayons  X  émis  par  la  ma0ère  juste  avant  qu’elle  ne  soit  englou0e  par  le  trou  noir.  Ils  ont  découvert  dans  notre  galaxie  plusieurs  astres  mystérieux  entourés  d’un  «  halo  »  de  rayons  X  et  qui  sont  des  candidats  sérieux  au  0tre  de  trous  noirs.                                                    

•         Photographie  en  rayons  X    d’un  éventuel  candidat  trou  noir.  

On  pense  que  au  centre  des  galaxies  

il  y  a  toujours  un  trou  noir.  

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Trou  noir    •  À  plus  de  6000  années-­‐lumière  de  la  Terre,  une  par:e  de  la  ma:ère  d’une  étoile  

aspirée  par  un  trou  noir  parvient  à  s’échapper  sous  la  forme  de  jets  symétriques,  comme  le  représente  ceEe  vue  d’ar:ste  fondée  sur  des  observa:ons  du  satellite  européen  INTEGRAL  (INTErna:onal  Gamma-­‐Ray  Astrophysics  Laboratory).  

•  Cygnus  X-­‐1  est  ce  que  les  astronomes  appellent  une  binaire  X,  un  couple  formé  d’une  étoile  géante  et  d’un  trou  noir.  Ce  dernier  arrache  de  la  ma:ère  à  sa  compagne  et  la  chauffe  à  des  températures  extrêmes  avant  de  l’englou:r,  raison  pour  laquelle  ceEe  binaire  émet  des  rayons  X  et  gamma.  

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Bibliographie  

Steven  Weinberg,  Les  trois  premières  minutes  de  l’Univers  (1988)  Stephen  Hawking,  Une  brève  histoire  du  temps:  du  Big  Bang  au  trous  noirs  (2007)          Dossier  pour  la  Science,  Trous  noirs    

Ces  objets  théoriques  deviennent  enfin  réalité  !  (2012)  Pour  la  Science  n°443,  L’Univers  manquant  (2014)      Lucy  Hawking  et  Stephen  Hawking,  Georges  et  le  Big  Bang  (2015)    

YouTube  •  Hubert  Reeves-­‐  Créa2vité  et  cosmologie  (2013)    •  E2enne  Klein-­‐    Histoire  de  l’Univers  (2010)  •  Au  cœur  de  la  voie  lactée  (2015)        •  Les  grands  secrets  du  Cosmos  (2015)                                                                  •  L’Univers  et  ses  mystères:  Vie  et  mort  d’une  étoile  (2013)  •  The  largest  Black  Holes  in  the  Universe  (2012)