L’origine de l’Univers (Jean Parenteau 1988)

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II – 2ème période : Constitution de l’Univers inanimé

Alors que, pour arriver à reconstituer ce qui a dû se passer pendant la première période, il a fallu recourir largement aux sciences mathématiques et physiques, faire de nombreux calculs et élaborer de nombreuses hypothèses, il n’en a pas été de même pour la deuxième période. On a eu beaucoup plus recours à l’observation directe grâce à des appareils de plus en plus performants. On arrive maintenant à voir ce qui s’est passé il y a 12 milliards d’années.

Mais avant d’analyser ce que les savants, astronomes ou physiciens, ont retenu pour décrire la formation de l’Univers inanimé, il faut s’habituer au langage spécial utilisé en astronomie pour évaluer les distances. L’unité retenue est l’année-lumière : AL. C’est la distance parcourue pendant un an par un photon, c’est-à-dire par la lumière, à savoir
environ 1013 kilomètres (dix mille milliards de km). On
utilise également 1’heure-lumière (1.1 milliard de km), la minute-lumière (18 millions de km), la seconde-lumière (300.000 km). Par exemple, la Lune est à une seconde-lumière de la Terre, le Soleil à 8 minutes-lumières… Aucune étoile, dans le ciel nocturne, n’est à moins de 3 années-lumières (3A.L). Le ciel parait vide. Pas tant que celà ! Voici ce que dit Hubert REEVES dans Patience dans l’azur:
« A l’oeil nu, par une nuit sans nuage, on voit une multitude d’étoiles plus ou moins brillantes qui ne sont pas uniformément réparties sur la voûte céleste. Elles sont plus concentrées le long d’une large bande blanche. En été, cette bande, comme une arche, passe au-dessus de nos têtes. C’est une galaxie : la Voie lactée » A l’oeil nu, on ne distingue pas l’une de l’autre les étoiles de la Voie lactée. La bande blanche est un semis d’étoiles situées à des milliers d’années-lumière de nous. L’ensemble de ces étoiles, y compris notre Soleil, constitue la Voie lactée qui contient plus de 100 milliards d’étoiles dispersées dans un volume en forme de disque ayant un diamètre de 100.000 A.L et une épaisseur de 5.000 A.L.

Dans le ciel, à l’oeil nu, on voit aussi des nébuleuses qui sont des masses gazeuses, dans notre galaxie ou ailleurs. Il y a également d’autres nébuleuses qui sont des semis d’étoiles constituant d’autres galaxies..

On constate également que les galaxies ne sont pas réparties uniformément dans l’espace ; elles ont tendance à se rassembler en amas, et les amas en super-amas. C’est ainsi que le Soleil ( et par conséquent la Terre ) fait partie de l’amas intitulé « Amas local » lequel fait partie d’un super-amas : la Vierge.

Aujourd’hui, les télescopes dénombrent les galaxies par milliards, les distances moyennes entre elles sont d’environ 1 milliard d’A.L. L’Amas local groupe une vingtaine de galaxies. Le super-amas : la Vierge regroupe plusieurs milliers de galaxies dans un volume dont les dimensions sont de l’ordre de dizaines de millions d’A.L.

Dans notre galaxie, à 1500 A.L de la Terre , la constellation d’ORION fournit  aux astronomes de précieuses indications.

Cette constellation qui comprend sept grandes étoiles très anciennes, contient aussi deux nébuleuses qui sont de grands nuages interstellaires, dont les dimensions se mesurent en dizaines d’A.L. Elles renferment autant de matière que 100.000 Soleils. Or le Soleil contient autant de matière que 300.000 Terres. Près de ces nébuleuses, il y a des groupes d’étoiles d’âges différents, les plus j eunes ayant plus de 100.000 ans. Ce sont, en fait, des embryons stellaires; ils ne sont pas encore assez chauds pour émettre de la lumière visible, ils brillent en infra-rouges. Ils sont très proches les uns des autres : à peine quelques semaines-lumière les séparent alors que les étoiles plus anciennes sont distantes les unes des autres de dizaines d’années-lumière. Il semble qu’il y ait, dans cette constellation, des groupes âgés de 3, 5 et 8 millions d’années. Or, on considère qu’au delà de 12 millions d’années, la dispersion stellaire est achevée. De même, on estime que la durée totale de vie des étoiles massives se compte, en général, en dizaines de millions d’années. Par conséquent de très nombreuses générations d’étoiles se sont succédées depuis le début de la formation de 1’Univers. Les étoiles naissent, vivent et meurent. Les très nombreuses observations astronomiques faites récemment confirmant ou complétant les anciennes permettent d’élaborer un processus de vie des étoiles.

Les étoiles de la première génération sont nées dans les nuages galactiques constitués d’atomes d’hélium, de molécules d’hydrogène, et des particules d’énergie qui existaient à la fin de la période de refroidissement qui a suivi le Big-Bang (voir 1ère période). Ces nuages n’étaient certainement pas
homogènés en raison de 1 ‘existence de forces de gravité qui attiraient ce qui était léger vers ce qui était plus lourd, et en raison des éclairs ionisants dûs à la force électromagnétique entrainant des turbulences. Sans celà, il n’y aurait eu que des point chauds et du vide et les points chauds n’auraient pu se développer et devenir des étoiles.

Le temps aussi a joué un rôle important : les étoiles ont mis beaucoup de temps à se former et l’augmentation de température a été très progressive. Quand la température atteint 3.000 ° les électrons quittent atomes et molécules et il ne reste que des noyaux d’hydrogène et d’hélium. On revient à la situation d’après la nuclée-synthèse mais dans un milieu très différent, un milieu qui se contracte malgré l’expansion et qui se réchauffe. Quand la température atteint dix millions de degrés, les noyaux d’hydrogène surmontant les forces électriques qui les repoussent, entrent en collision les uns avec les autres et vont reproduire ce qui s’est passé lors de la période de nuclée-synthèse : ils vont se combiner avec des neutrons et produire des noyaux de deutérium qui, étant instables vont se combiner avec des nucléons pour donner des noyaux d’hélium et d’hydrogène lourd. C’est alors un nouvel arrêt, l’hélium refusant de s’associer. Mais il y a une grande différence avec l’ancienne situation. Après la période de nuclée-synthèse, la température diminuait alors qu’à présent, elle monte. Pendant longtemps rien ne se passe et pourtant les noyaux d’hélium se heurtent souvent les uns aux autres. Et une sorte de miracle se produit vers 100 millions de degrés : trois noyaux d’hélium se rencontrent ensemble, s’associent et forment un noyau de carbone. On peut dire miracle car ce nouvel élément va se révéler être un accélérateur extraordinaire des transformations dans les nuages galactiques. Il agira de deux façons :

1) par catalyse : en présence d’hydrogène (le proton est le noyau de l’hydrogène) il capture 4 protons. Lors de la capture du quatrième, il se casse en deux et donne un noyau d’hélium et un noyau de carbone. Le noyau de carbone est reconstitué et peut recommencer, et les 4 noyaux d’hydrogène sont associés en un noyau d’hélium. Ce noyau d’hélium a donc été formé sans passer par le stade du deutérium. Cette opération porte le nom de fusion de l’hydrogène.

2) par association aux noyaux d’hélium il forme deux grands acteurs de l’évolution de l’Univers : l’oxygène et l’azote.

Tous ces noyaux apparaissent quand la température est déjà très élevée. Peu à peu l’hydrogène se transforme ainsi en hélium. Il « fusionne » car la réaction dégage de la chaleur. Puis l’hydrogène commence à s’épuiser, la température a tendance à baisser. L’étoile risque de ne pouvoir se maintenir en élévation de température. Elle se contracte pour suppléer au manque d’alimentation. Encore quelques millions d’années, l’hélium « fusionne » en carbone. Quand la température atteint un million de degrés, le carbone va « fusionner » à son tour et engendrer des éléments nouveaux parmi lesquels le néon, le sodium, le magnésium, l’aluminium, le silicium, le phosphore, le soufre…

En même temps, il se produit dans l’étoile un événement nouveau, l’entrée en scène des neutrinos, particules d’énergie pure dont Stephen WEINBERG avait signalé l’existence aussitôt· l’explosion initiale. Ces neutrinos accélèrent l’émission d’énergie des vieilles étoiles. Celles-ci, en raison des fusions successives (hydrogène, hélium, carbone) et des contractions qui ont suivi chaque fusion, se constituaient en couches successives, le centre étant beaucoup plus chaud que la périphérie. Après la fusion du carbone vient celle des éléments que le carbone avait constitués : néon, oxygène, silicium… L’action des neutrinos accélère les transformations et la température de l’étoile monte rapidement. Entre 2 et 5 milliards de degrés, l’étoile engendre des noyaux de masse intermédiaire : potassium, argon, titane.. . puis des noyaux lourds cobalt, fer, manganèse, chrome, cuivre, nickel… Certaines réactions produisent des neutrons qui se combinent aux métaux et on arrive ainsi au dernier noyau lourd connu actuellement : 1 ‘uranium 238 (92 protons et 146 neutrons). Tous les noyaux lourds sont alors créés, mais 1’énergie thermique due à la température avoisinant 5 milliards de degrés, menace l’énergie de liaison des noyaux. Si elle devenait plus forte, elle détruirait les noyaux péniblement constitués depuis le Big-Bang au cours de la période de nucléa-synthèse, puis détruits et péniblement reconstitués au coeur des étoiles quand 1’énergie de gravitation (et par suite l’énergie thermique) a dominé. Mais les neutrons venant du centre de l’étoile en traversent toutes les couches et entrainent une perte d’énergie. Pour compenser cette perte, l’étoile se contracte de plus en plus vite, et c’est bientôt la chute et l’effondrement. Celui-ci déclenche une formidable explosion en un éclair éblouissant, que 1’on appelle une « super nova ». Un astronome chinois en avait vu une en 1054 et depuis on a pu la localiser dans la nébuleuse du Crabe, celle-ci dans la constellation du Taureau.

En 1987 on a vu, à l’oeil nu, une super nova dans une galaxie proche de la nôtre : le Grand Nuage de Magellan. Les appareils des observatoires ont enregistré une explosion le matin du 23 février 1987 puis quelques heures après un deuxième flash. Le premier n’était pas de nature lumineux, il provenait des neutrinos qui sont partis du centre de l’étoile lors de l’explosion, et le second concernait les photons partis de la périphérie quand l’explosion du centre est parvenue à la périphérie. L’explosion avait eu lieu, disent les savants, 170.000 ans avant la date d’arrivée des particules sur la Terre.

Que reste-t-il de l’étoile après 1’explosion ? Tous les noyaux qui ont été fabriqués et qui n’ont pas été détruits pendant la vie de l’étoile, sont projetés dans l’espace où ils se refroidissent très vite. Puis ils capturent des électrons et deviennent des atomes. Puis les atomes s’associent et deviennent des molécules. La variété des noyaux était grande : lors de la fusion de l’hydrogène, une partie seulement a disparu et s’est transformée en hélium; de même tous les noyaux d’hélium n’ont pas fusionné en carbone, et il en est de même pour tous les noyaux qui ont fusionné. L’oxygène est particulièrement actif : avec l’hydrogène il forme l’eau, très répandue; avec les métaux, il forme des oxydes dont un l’oxyde de silicium ou silice est très répandu sur la Terre sous forme de roches ou de sable.

L’azote est aussi un des grands agents de l’évolution : avec l’hydrogène il s’associera dans l’ammoniac et sera présent dans de nombreux éléments nécessaires à la vie.

L’espace est peuplé de myriades de poussières interstellaires. Ces poussières sont très fines, elles sont composées de grains de moins d’un micron de diamètre ( un millième de millimètre) et chaque grain contient des milliards d’atomes.

On a également découvert, dans l’espace où se forment atomes et molécules, qu’il y a des rayons cosmiques qui proviennent d’éléments majeurs du cosmos. Bien sûr beaucoup proviennent d’explosions d’étoiles, mais d’autres proviennent d’éruptions à la surface des étoiles en cours de formation. Ce sont des particules : électrons, photons et même protons, qui ont une énergie très grande et peuvent parfois casser des atomes et même des noyaux lourds il est même probable que ces noyaux ou plutôt ce qu’il en reste, peuvent subsister sous la forme de noyaux plus légers qui n’auraient pas été obtenus pendant la vie de l’étoile, par exemple le bore.

Que reste-t-il de l’étoile après son effondrement, quand tous les noyaux qu’elle a fabriqués ont été expédiés dans l’espace, au moment de l’explosion de la super nova ? Il y a un résidu, la partie centrale de l’étoile qui se replie sur elle-même.

Ce résidu, dans le cas de grosses étoiles, est une étoile à neutrons qui se caractérise par une densité extraordinaire : des centaines de milliers de tonnes par centimètre cube : les noyaux se touchent et se désagrègent, les protons se transforment en neutrons et l’étoile devient un gigantesque noyau de neutrons. On appelle ces étoiles mortes des « pulsars »
car elles s’allument et s’éteignent plusieurs fois par seconde: le premier pulsar fut découvert en 1964. C’est le reste de l’étoile Hôte dont il a été question plus haut. On a actuellement dénombré une centaine de pulsars.

On croit qu’il existe des résidus d’étoiles encore plus denses que les pulsars, ce sont les « trous noirs ». Ils seraient tellement denses que les photons ne pourraient s’en échapper (d’où leur nom) et qu’ils attirent et absorbent tout ce qui passe à leur voisinage. Ces « trous noirs » sont actuellement très discutés.

Dans le cas des petites étoiles, lors de l’explosion, la température est beaucoup moins élevée, l’explosion est moins violente et il reste une nébuleuse teintée de rouge et de jaune entourant une étoile bleue qui s’évapore lentement.

Quand les étoiles meurent, elles laissent un milieu enrichi par les produits qu’elles ont fabriqués; la force de gravité regroupe plus rapidement les éléments de ce terreau galactique enrichi, de nouvelles étoiles se constituent et le cycle recommence.

Les Planètes

Dans le terreau galactique, la force de gravité entraine la formation de groupes d’éléments, les plus lourds attirant les plus légers et les moins éloignés. Ces groupes devraient être séparés les uns des autres par le vide, mais comme ils sont en perpétuel mouvement seul l’éloignement peut les empêcher d’être absorbés par 1 ‘étoile autour de laquelle ils tournent. On réserve le nom de planètes aux astres qui tournent autour de l’étoile et celui de satellites à ceux qui tournent autour d’une planète. C’est ainsi que dans notre système solaire la Terre est une planète du Soleil et la Lune un satellite de la Terre.

Le système solaire

On appelle ainsi l’ensemble constitué par le Soleil et les planètes qui tournent autour de lui, ainsi que les satellites de ces planètes.

Sur le tableau ci-dessous ont été indiqués les résultats des observations connues actuellement. Des sondes ont été envoyées, des appareils photographiques placés sur satellites, mais je ne pense pas que les appareils envoyés sur Mars notre voisine aient apporté des résultats importants.

L’ensemble du système solaire se situe dans dont le Soleil serait le centre et dont le rayon milliards de km soit un diamètre d’un peu plus C’est peu par rapport à 1 ‘ensemble de 1’Univers rapport à notre galaxie : la Voie lactée.

MercureVenusTerreMarsJupiterSaturneUranusNeptunePluton
Distance du Soleil
(en millions de km)
Ecarts de température
Diamètre équatorial (en km)
Densité apparente (en km)
Atmosphère
Présence eau liquide
Satellites

Seule la Terre possède les éléments nécessaires à la vie telle
que nous la connaissons soit :
une température entre deux limites relativement acceptables
* une atmosphère oxygénée
* de l’eau liquide

Tout ceci est dû, en partie du moins, à sa distance du Soleil ( ni trop près ni trop loin) et à ce qu’elle ne soit pas totalement solidifiée.

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