Tu vis sur la petite planète bleue nommée la Terre, appartenant au système solaire. Celui-ci est situé dans la galaxie nommée la Voie Lactée. Il s’agit d’une toute petite galaxie située au sein de notre immense Univers.

Découvrir ce qui se cache dans l’Univers va être ton défi pour cette Aventure.
C’est parti? Bon voyage!

Avec Marsty pars à la découverte de l'Univers ! (© Arteclick).

Qu’est-ce que l’Univers ?

L’Univers englobe tout ce qui existe, les atomes, les planètes, les étoiles, les galaxies, les amas de galaxies mais aussi le vide immense, l’énergie, la lumière et même le temps !

L’Univers est très dynamique. Sans cesse, des galaxies entrent en collision, des étoiles naissent, meurent, des planètes, des atomes se forment, et encore bien d’autres choses ! Aujourd’hui, l’Univers continue sans cesse de grandir. Il est en expansion.

Expansion de l'Univers, les galaxies s'éloignent les unes des autres comme à la surface d'un ballon qui se gonfle (© Arteclick).

Quelle est l’origine de l’Univers ?

C’est encore un grand mystère !

Grâce aux calculs mathématiques, aux observations faites avec les télescopes et par les satellites qui voyagent dans l’Univers, les scientifiques ont imaginé un scénario possible qui expliquerait l’origine et l’évolution de notre Univers.

C’est le modèle du Big Bang ! (qui veut dire “Grand Boum”)

A ce jour, les scientifiques ne savent pas s’il y avait quelque chose AVANT le Big-Bang. Par contre, grâce au modèle du Big-Bang, ils comprennent en grande partie ce qui s’est passé APRÈS et peuvent nous raconter une grande partie de cette merveilleuse histoire.

Il y a 13,8 milliards d’années, l’Univers avait la taille d’un minuscule grain de poussière. Il était extraordinairement chaud et dense. Imagine un instant plus rapide qu’un battement de tes cils. Imagine qu’en cet endroit, qu’en cet instant, le temps, la lumière et l’énergie sont impossibles à séparer ! Impossibles à voir !

Soudain, le Big-Bang produit l’Univers en transformant l’énergie en matière. C’est le début de son expansion et de son refroissement. Depuis cet instant primordial sa température continue à diminuer.

Aux premiers instants, l’Univers en se dilatant brutalement se refroidit permettant au temps, à l’espace, à l’énergie et aux forces d’exister.

Il se présente sous la forme d’une soupe dense et extrêmement chaude composée de particules de lumière et de matière représentées par les quarks, les électrons, les neutrinos, les photons, les bosons,les gluons.

Tous ces élèments composent la matière. En plus il y a ce que les scientifiques nomment la matière noire.

Elle serait formée de particules très lourdes appelées “Les WIMP”. Ces particules interagissent faiblement avec la matière. Actuellement cette matière noire n’est pas bien connue et beaucoup de recherche sont en cours pour comprendre ce qu’elle représente dans l’Univers.

La petite histoire du Rayonnement fossile ou Rayonnement Cosmologique

Dès 1948, trois mathématiciens, George Gamow, Ralph Alpher et Robert Hermann, avaient postulé que s’il y avait eu Big Bang, il devait exister au sein de l’Univers un rayonnement de photons voyageant dans le cosmos.

C’est en 1965, que ce modèle du Big Bang a été validé par la découverte que firent deux ingénieurs. En effet, Arno Allan Penzias et Robert Wilson en essayant de mettre au point une antenne radio se rendirent compte qu’ils étaient sans cesse gênés par un bruit qui venait de toutes les directions de l’espace.

Très rapidement, il a été prouvé que ce bruit était bien le rayonnement prédit par les mathématiciens !

En effet, ce “bruit” nous parvient de régions qui se trouvent actuellement à plus de 45 milliards d’années-lumière de la Terre, et sa température est de -271 degrés environ. Mais au moment où ce rayonnement a été émis voilà presque 13,8 milliards d’années, ces régions avaient des températures de plusieurs milliers de degrés.

Découverte du rayonnement cosmologique. Avec l'évolution de la technologie chacun des satellites envoie des images de plus en plus précises de ce rayonnement. © Arteclick

Cette découverte est fondamentale ! Car le rayonnement cosmologique contient des informations très précieuses ! Il est une clé importante pour l’étude de la cosmologie.

Les satellites Cobe, WMAP, Planck, ont été envoyés à travers l’Univers pour s’approcher le plus possible de ce rayonnement. Avec l’évolution de la technologie chacun des satellites envoie des images de plus en plus précises de ce rayonnement. Les scientifiques ont été très étonnés de découvrir la structure en grumeaux de l’Univers. Pourquoi ces grumeaux n’ont-ils pas tous la même couleur? La même taille? D’où viennent-ils ? Comment se sont-ils formés ?

Grâce à l’étude de ces images, il est maintenant possible d’avoir une sorte de carte d’identité de l’Univers qui nous renseigne sur l’âge, la composition, l’histoire, et l’évolution de l’Univers, sur la compréhension et la formation des grandes structures comme les galaxies et les étoiles.

Ce que tu dois retenir de ton voyage dans les galaxies !

Les 200 milliards de galaxies observées à ce jour sont classées par les astronomes suivant leurs formes et leurs évolutions au cours du temps, les spirales, les elliptiques, les irrégulières.

Chacun de ces types de galaxie a ses propres caractéristiques. En outre au cours du temps, elles changent de forme et donc de catégorie. Ainsi des galaxies naines peuvent fusionner pour donner des galaries irrégulières. Celles-ci en fusionnant donneront des galaxies spirales qui à leur tour en fusionnant donneront des galaxies elliptiques.

Ainsi, d’une façon générale on observe que plus une galaxie est vieille plus elle prend la forme d’une galaxie elliptique !

Actuellement dans l’Univers on observe 20 % de galaxies elliptiques, 77 % de galaxies spirales et 3% de galaxies irrégulières.

Les galaxies spirales Elles ont la forme aplatie d’un disque ayant plusieurs bras lumineux enroulés en spirale, un diamètre de 30000 à 150000 années-lumière et un trou noir en leur centre. Elles contiennent de 10 à 100 milliards d’étoiles, des poussières et du gaz et produisent 1 à 1000 étoiles par année. Tu habites dans la galaxie la Voie Lactée qui abrite le système solaire.	Les galaxies elliptiques Elles abritent 10 millions à 1000 milliards de vieilles étoiles rouges et jaunes. Elles ont la forme d'une boule plus ou moins allongée de 3000 à 600000 années-lumière de diamètre. Elles contiennent très peu de gaz et de poussières, ce qui empêche la formation de nouvelles étoiles. Ce sont les vieilles galaxies.	Les galaxies irrégulières Avec une longueur de 3000 à 30000 années-lumière, elles n’ont pas de forme particulière. Elles sont très riches en gaz d'hélium, en eau, en ammoniac, en méthanol et en poussières de carbone et de silicate. Elles produisent un très grand nombre de jeunes étoiles. Ce sont en général des galaxies de petite taille nommées galaxies naines.

Formation et évolution des étoiles

Sur la photo ci-dessous, tu vois un immense nuage de gaz dans lequel des étoiles naissent, c’est une nurserie d’étoiles. Ce petit morceau de la nébuleuse d’Orion est situé dans notre Galaxie. C’est un des endroits de la Voie Lactée où des millions d’étoiles, tel notre Soleil, naissent, grandissent, changent de forme et meurent.

Alors pourquoi les étoiles brillent-elles ? Pourquoi certaines brillent peu et d’autres sont extrêmement lumineuses ?

Souviens-toi, tu as vu précédemment que les nébuleuses sont d’immenses nuages de gaz d’hydrogène et d’hélium qui se sont formés au moment du Big Bang. Puis l’expansion de l’Univers a fait chuter la température de l’Univers aux environs de -271 degrés C. Il fait trop froid, les atomes ont perdu leur grande énergie pour fusionner et la nébuleuse contient alors 90% d’Hydrogène et 10% d’Hélium qui cohabitent.

Puis sous l’action de vents violents, la nébuleuse est cassée en plusieurs petits nuages. Compressé par la force de gravité, chaque petit nuage va subir une forte augmentation de densité et de température prenant la forme d’un disque plat. Lorsque le gaz au centre de ce disque atteint environ 2 millions de degrés, les atomes d’hydrogène, présents dans ce centre, se cassent, libérant leur proton. À partir de ce moment, les protons gagnent tellement d’énergie qu’ils sont alors capables de fusionner pour former de nouveaux noyaux d’hélium.

Cette réaction thermo-nucléaire qui transforme l’hydrogène en hélium va produire la chaleur nécessaire pour que l’étoile se mette à briller. Une proto-étoile est née !.

Petite partie de la nébuleuse d'Orion située dans la Voie Lactée. © NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Les réactions-thermonucléaires transformant l’hydrogène en hélium libèrent une énorme quantité d’énergie et donnent naissance à une pression incroyable au sein de la proto-étoile. Celle-ci est maintenant capable de résister à la force de gravité. Il se crée alors un équilibre entre la force de gravité et la pression.

Une étoile est née !

Alors, pourquoi certaines étoiles sont-elles plus chaudes et brillent-elles plus que d’autres ?

La réponse est toute simple ! Parce qu’elles sont plus massives !

C’est-à-dire que plus le nuage initial qui se contracte sous l’effet de la gravité est gros, plus il contient d’atomes d’hydrogène pouvant se transformer en hélium et plus l’étoile sera chaude et sera brillante!

Ainsi, plus l’étoile est chaude, plus elle émet de la lumière et plus elle brille.

C’est donc la masse de l’étoile qui va déterminer sa durée de vie et son destin, c’est-à-dire son évolution.

Pour bien comprendre cette évolution, essayons d’abord de comprendre les différentes étapes des fusions nucléaires qui vont apparaître dans la vie des étoiles : c’est ce qu’on appelle la nucléosynthèse stellaire.

Les piliers de la création, nébuleuse située à 6500 années lumière. © NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Ce que tu dois retenir sur le cycle de vie des étoiles.

L’évolution d’une étoile du type du Soleil se déroule de la façon suivante :

A partir d’un nuage de petite taille, l’effondrement de la nébuleuse provoque la formation d’une étoile ayant de une à trois fois la masse du Soleil.

1) Sous l’action de la force de gravité, la nébuleuse s’effondre et donne naissance à une proto-étoile.

2) La proto-étoile formée se transforme en une étoile semblable à notre Soleil. Les réactions nucléaires commencent à se produire en son centre. C’est la phase essentielle et de très loin la plus longue de la vie de l’étoile. Cette phase est nommée la Séquence Principale. Pendant cette période l’étoile transforme ses réserves d’Hydrogène en Hélium.

3) Lorsque l’Hydrogène est épuisé, l’étoile quitte la Séquence Principale et se transforme en géante rouge.

4) Lorsque les fusions nucléaires s’arrêtent, la géante rouge expulse ses enveloppes extérieures dans l’espace environnant et devient une nébuleuse planétaire.

5) Progressivement, le coeur de cette nébuleuse planétaire se refroidit pour former une naine blanche.

Cycle de vie d'une étoile de taille moyenne, tel notre Soleil, et d'une étoile massive (© Arteclick).

L’évolution d’une étoile géante se déroule de la façon suivante :

A partir d’un nuage beaucoup plus important, l’effondrement de la nébuleuse provoque la formation d’une étoile ayant jusqu’à 10 fois la masse du Soleil.

1) Sous l’action de la force de gravité, la nébuleuse s’effondre et donne naissance à une proto-étoile.

2) La proto-étoile est très grosse, extrêmement riche en gaz et sa température interne est extrêmement élevée. Cette proto-étoile évolue vers le stade de la géante bleue. Elle consume très rapidement ses immenses réserves. 30 millions d’années lui suffisent pour que les réactions nucLéaires, faute de combustible, s’arrêtent.

3) La géante bleue gonfle en taille. À mesure qu’elle se développe, les couches externes se refroidissent, donnant à l’étoile une couleur rouge. Alors, l’étoile entre dans sa phase de SuperGéante rouge.

Puis, le noyau de l’étoile s’effondre, provoquant une violente explosion et jetant les couches extérieures de l’étoile dans l’espace. C’est l’événement Supernova Après l’explosion, le noyau de l’étoile très dense se transforme en une étoile à neutrons.

Si l’étoile est extrêmement grande, une étoile à neutrons très dense appelée trou noir pourrait se former. Un trou noir est une zone de l’Univers où la force de gravité est si forte que la lumière y reste piégée.

Les différents stades d’évolution des étoiles

Naine blanche	Soleil	Géante et supergéante rouge

Géante bleue	Supernova	Etoile à neutrons & trou noir