Observer l`univers

Physique
Evolution de l’univers
3° degré
Dynamique de l’univers
Note importante
Cette partie du cours fait intervenir des notions qui ont été vues dans d’autres thèmes
du cours de physique : MCU et gravitation, ondes et lumière, énergie nucléaire
notamment. Certains points n’ont pas été abordés avec les étudiants de 5° année.
Cependant, dans le contexte de chapitre, ces notions n’étant pas approfondies, cela ne
devrait pas poser de problèmes.
Les principales compétences disciplinaires à acquérir (ou à revoir) sont les suivantes
Faire un récit argumenté de l’histoire de l’univers
Maîtriser les ordres de grandeur spatiaux et temporels
Décrire qualitativement la vie d’une étoile et le rôle fondamental de la gravitation en
cosmologie
Relier des phénomènes macroscopiques aux phénomènes microscopiques
Situer, dans leur contexte historique et scientifique, quelques grandes étapes du
développement de la physique :
modèles atomiques
particules élémentaires
relativité restreinte
mécanique quantique
structures dissipatives
modèles de la lumière
Expliquer que l’existence d’une vitesse limite absolue a conduit à une révision des
lois de la mécanique
Expliquer que la masse est une forme d’énergie
Utiliser le modèle de l’atome de Bohr pour expliquer l’émission et l’absorption de
lumière
Donner quelques exemples de comportement corpusculaire et ondulatoire de la
lumière
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Evolution de l’univers
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Observer l’univers
Introduction
Que savons-nous de l’univers ? Actuellement, grâce aux instruments d’optique
puissants dont nous disposons, nous pouvons voir beaucoup de choses. L’univers est
transparent à la lumière, et longtemps nous avons basé observations et déductions sur
l’observation de la lumière qui nous parvient tant des corps célestes proches que des
tréfonds de l’univers.
Nature et comportement de la lumière
Or, nous ne savons pas tout sur la lumière. La lumière peut être considérée comme
une onde électromagnétique, mais cela n’explique pas toutes ses propriétés. Certaines
propriétés de la lumière ne s’expliquent que lorsqu’on la considère comme étant de
nature « corpusculaire », c’est à dire constituée de particules. Les particules de
lumière sont les photons, particules d’énergie sans masse.
Les phénomènes qui s’expliquent par la théorie corpusculaire de la lumière sont tous
les phénomènes d’interaction entre la lumière et la matière. Ce sont les phénomènes
photoélectriques. Ces phénomènes s’expliquent en utilisant le modèle de l’atome tel
que défini par Bohr : Noyau central composé de protons et neutrons, électrons sur des
orbitales bien définies (quantiques). Sans entrer trop dans les détails, retenons ceci :
Lumière, spectre électromagnétique et énergie
Pour rendre correctes les quelques notions théoriques qui suivent, il nous faut parler
du « corps noir », de la physique quantique, de la loi de Planck et Stephan.
Le corps noir
Un corps noir est un corps qui absorbe, sans la réfléchir ni la diffuser, toute l'énergie
électromagnétique qu'il reçoit. C’est un absorbeur de rayonnement parfait. Ainsi, une
boite avec une toute petite ouverture est généralement une bonne approximation d'un
corps noir. Un tel "corps noir" reçoit de l'énergie, s'il n'en émettait pas, sa température
augmenterait indéfiniment... Ceci est irréaliste, un corps noir réémet donc l'énergie
qu'il a absorbée sous forme de rayonnements électromagnétiques. La quantité
d'énergie réémise dépend de sa température. Ainsi, on a une "loi de rayonnement du
corps noir" qui donne la valeur de l'énergie émise en fonction de la température du
corps noir.
Figure 1.
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Puissance surfacique spectrale (W/m³)
Physique
Longueur d’onde (nm)
Pour faire correspondre théorie et observations, il a fallu attendre Planck et
l'avènement de la physique quantique.
Planck obtint pour la première fois un bon accord théorie/expérience en supposant que
l'énergie électromagnétique, au lieu d'être continue, ne peut prendre que des valeurs
discrètes multiples de h c/ λ, où
-
c est la vitesse de la lumière dans le vide : c = 299.792.458 m.s-1,
-
h, la constante de Planck, qui vaut h = 6,625 × 10-34 J.s
-
λ, la longueur d’onde du rayonnement émis
Ce qui n'était alors qu'un "artifice de calcul" permet de trouver une formule qui
permet de faire correspondre observations et résultats calculés : la loi de Planck :
En fait, la physique quantique a donné un sens à cet "artifice de calcul" des premiers
temps, et la raison de la quantification de l'énergie est maintenant comprise.
Le rayonnement émis ne dépend pas de la nature du matériau composant le corps
noir, mais uniquement de sa température.
Applications
Dans la pratique, la loi de rayonnement du corps noir décrit convenablement le
rayonnement, sous l'effet de la chaleur, par exemple d'un filament chauffé. Ainsi, les
lampes à incandescence émettent un rayonnement qui obéit à la loi du corps noir.
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De la même façon, le spectre continu émis par les étoiles (et dont une partie va être
absorbée, donnant ainsi le spectre de raies qui nous est familier) peut être décrit aussi
convenablement par la loi de Planck.
Le maximum de la courbe donnant la densité d'énergie émise en fonction de la
longueur d'onde est donné par la loi de Wien :
λmax = h c / (4,965 k T)
et l'énergie totale émise est donnée par la loi de Stefan :
Le flux énergétique émis intégré sur toutes les longueurs d'ondes est proportionnel à
T4
On constate tout d'abord que la quantité totale d'énergie émise croît avec la
température du corps noir : plus le corps est chaud, plus il émet de l'énergie
électromagnétique.
On constate ensuite que le maximum d'énergie est émis pour une longueur d'onde qui
décroît avec la température. Par conséquent, lorsque la température d'un corps s'élève,
il émet d'abord dans l'infrarouge. Ensuite, lorsqu'il commence à émettre dans le
visible, ce corps est d'abord rougeoyant, puis vire au jaune, puis au blanc...
Lorsque la température devient très intense, comme dans certaines étoiles, la lumière
émise va l'être principalement dans les courtes longueurs d'onde, et l'objet nous
apparaîtra donc bleu.
En bref
La loi de rayonnement du corps noir est utilisée dans sa forme la plus simple
(variation de la couleur avec la température) pour déduire de sa couleur la
température approchée d'une étoile.
La série de figures suivantes montre quelques spectres d’émission pour des
températures voisines de la température du soleil
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L’effet photoélectrique
La lumière est capable de faire sauter les électrons des corps qu’elle frappe sur des
orbitales d’énergie plus élevée. Un électron qui passe sur une orbitale d’énergie plus
élevée absorbe l’énergie de la lumière incidente. Dans le cadre de la théorie
corpusculaire de la lumière, on dira que le photon a été absorbé. Cette propriété de la
lumière nous apprend beaucoup de choses sur l’univers. Les électrons qui sautent sur
une orbitale d’énergie plus élevée absorbent la lumière à une longueur d’onde bien
déterminée. Chaque élément a ainsi ses raies d’absorption de la lumière. Si on place
un gaz devant une source lumineuse qui émet de la lumière blanche, on constate que
la lumière est transmise, mais une analyse fine de la lumière filtrée montre que
certaines longueurs d’onde, donc couleurs ont entièrement disparu. Les vapeurs de
Sodium, par exemple, arrêtent la lumière dans le jaune-orangé ; On appelle les zones
de lumière absorbée les raies d’absorption. L’exemple ci-dessous montre un spectre
de lumière visible avec deux raies d’absorption : vers 450 nm, et vers 580 nm.
A l’inverse, des gaz excités par le passage du courant électrique voient certains des
électrons de leurs atomes sauter sur des orbitales de niveau énergétique plus élevé,
pour en redescendre spontanément en émettant un photon d’une couleur bien
particulière, ou un rayonnement de longueur d’onde bien particulier. Ce sont les raies
d’émission.
Le spectre d’émission et d’absorption des corps
Les raies d’émission ou d’absorption peuvent être observées à l’aide d’un spectro
réalisé à l’aide d’un CD. La surface du CD se comporte comme un réseau de
diffraction par réflexion, et renvoie la lumière sous un certain angle en fonction de la
longueur d’onde de celle-ci. On voit donc les couleurs de l’arc-en-ciel sur le CD. Si la
lumière provenant de la source est suffisamment focalisée, on peut voir les parties
manquantes du spectre, ou sélectionner les parties qui sont visibles…
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Pour un même élément, les raies d’absorption correspondent aux raies d’émission.
L’éclairage des routes en Belgique est généralement fourni par de lampes au sodium.
La lumière émise par désexcitation des électrons du sodium est monochromatique
jaune-orangé,
Spectres d’absorption et d ‘émission nous apprennent beaucoup de choses sur les
éléments présents dans l’univers. Les étoiles émettent surtout de la lumière blanche,
avec un spectre continu, car elles sont extrêmement chaudes. Cette lumière traverse
des zones relativement plus froides à la surface de l’étoile. Les éléments y présents
vont absorber la lumière dans certaines longueurs d’onde et donc se trahir. Il en va de
même pour la matière interstellaire.
C’est donc l’analyse spectrale de la lumière qui nous renseigne sur les éléments
présents à des milliards de kilomètres de chez nous.
Depuis peu, nous ne nous contentons pas d’analyser les raies d’absorption et
d’émission dans le visible, c’est à dire dans la fenêtre étroite comprise entre 400 et
800 nanomètres. Mais on analyse dans toutes les longueurs d’onde. Ceci suppose que
l’on accepte le caractère dual de la lumière, et qu’elle se comporte comme une onde.
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La vitesse de la lumière
Regarder loin et voir le passé ?
La vitesse de la lumière, bien que très rapide, n’est pas infinie. La principale
conséquence de cela est que pour nous parvenir, elle met un certain temps. A l’échelle
de notre monde local, cela ne se voit pas. Lorsque nous allumons la lumière, elle
semble atteindre nos yeux instantanément.
Le soleil, lui, se trouve en moyenne à 150 000 000 de km de nous. Comme la vitesse
de la lumière est de 300 000 km/s, elle met 500 secondes, ou 8 minutes pour parvenir
jusqu’à nous. Si quelque chose se passe sur le soleil, nous ne le voyons que 8 minutes
plus tard. Dit autrement, nous voyons le soleil tel qu’il était il y a 8 minutes. Cela ne
nous perturbe pas trop. Mais il n’en va pas de même lorsque nous regardons des corps
célestes qui se trouvent à des milliards d’années-lumière de nous. Nous les voyons
tels qu’ils étaient il y a des milliards d’années-lumière. Que verrons-nous quand les
instruments d’astronomie nous permettrons de voir des objets célestes qui se trouvent
à 15 milliards d’années-lumière ? Nous devrions théoriquement les voir tels qu’ils
étaient lors de la naissance de l’univers, car l’âge supposé de l’univers est de 15
milliards d’années. En réalité, c’est beaucoup plus complexe, parce que temps et
vitesse de lumière n’ont sans doute pas toujours été ce qu’ils sont.
La théorie de l’expansion de l’univers.
Les raies d’absorption dans le spectre des étoiles lointaines nous renseignent, nous
l’avons vu, sur la composition de ces étoiles. On y trouve les raies caractéristiques
d ‘éléments connus, car les éléments présents dans l’univers seraient limités aux
éléments connus, ceux du tableau de Mendeleïev. Mais, plus l’étoile observée est
lointaine, plus le spectre d’absorption ou d’émission caractéristique pour l’un ou
l’autre élément est décalé vers les grandes longueurs d’onde. On pourrait conclure
qu’il s’agit là d’une conséquence de l’effet Doppler. Pour rappel, ou pour ceux qui ne
l’auraient pas encore vu, l’effet Doppler est la modification de la hauteur apparente
d’un son perçu par un observateur immobile lorsqu’une source sonore s’approche ou
s’éloigne de lui. Nous connaissons tous le cas du camion de pompiers qui fonce toutes
sirènes hurlantes. Tant que le camion s’approche de nous, le son des sirènes nous
paraît plus aigu (plus haut) que lorsque le camion s’éloigne. Si nous acceptons le
caractère ondulatoire de la lumière, nous pouvons accepter également le fait qu’elle
est sujette à l’effet Doppler, et que la longueur d’onde apparente d’une source
lumineuse en mouvement en mouvement par rapport à un observateur immobile est
plus basse si la source s’éloigne. Sauf que la longueur d’onde de la lumière détermine
la couleur. La communauté scientifique accepte l’idée d’un univers en expansion,
univers qui se serait formé il y 15 milliards d’années. Mais en réalité, nous n’en
connaissons pas assez sur le comportement de la lumière sur de longues distances et
durant de longues périodes, ainsi que de l’effet de la gravité (présence plus ou moins
abondante de matière) sur la lumière, ainsi que de l’effet de la densité de matière sur
le temps. …
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La vitesse de la lumière, une limite absolue ?
En mécanique classique, nous savons que la vitesse est relative, c’est à dire qu’elle
dépend du système de référence. Dans le train, le contrôleur qui arpente le couloir
central pied se déplace par rapport à nous à la vitesse de quelques km/h. Mais par
rapport à la surface de la terre, il faut y ajouter la vitesse du train.
L’ensemble se déplace par rapport au centre de la terre, à la vitesse d’environ 1100
km/h. En effet, nous nous trouvons à 50° de latitude Nord. La circonférence de la
terre y est de 40 000 km x cos (50°) = 25 700 km. La terre effectue un tour sur ellemême en un jour, soit 24 heures. Donc, pour parcourir 25 700 km en 24 heures, il fait
une vitesse de 1100 km/h.
Par rapport au soleil, il faut encore ajouter la vitesse de révolution de la terre autour
du soleil. La terre effectue un tour complet en une année, soit 24 x 365 heures,
autrement dit 8760 heures. Le soleil se trouve à 150 000 000 de km de la terre, la
longueur d’un tour complet est donc de 150 000 000 x 2.π, soit 942 000 000 km.
Cette distance étant parcourue en 8760 heures, la vitesse est donc de 107 000 km/h.
On pourrait encore ajouter la vitesse de déplacement par rapport au centre de la voie
lactée, galaxie spirale dont fait partie notre système solaire, et qui tourne sur ellemême à une vitesse inconnue, mais très élevée. De plus, si on considère que l’univers
est en expansion, tous les objets célestes s’éloignent les uns des autres à des vitesses
difficilement imaginables pour nous…
De la lumière à la théorie de la relativité
Le caractère absolu de la vitesse de la lumière
Cette brève incursion dans l’immensité du cosmos nous montre que la vitesse est donc
bien une notion toute relative. Mais peut se douter de bien plus. Non seulement elle
est relative par rapport au système de référence (souvenons-nous du contrôleur dans le
train), mais aussi par rapport au temps, dont on ne peut dire qu’il s’écoule de la même
manière partout. Cette partie passionnante de la cosmologie dépasse le cadre de ce
cours, et ne sera donc pas abordée.
Si la vitesse en mécanique classique est relative, peut-on en dire autant de la vitesse
de la lumière ?
De nombreuses expériences ont été faites, expériences utilisant notamment la vitesse
de révolution de la terre autour du soleil. Les résultats sont tous négatifs.
La vitesse de la lumière, contrairement à la vitesse en mécanique classique, n’est pas
relative par rapport aux systèmes de référence.
En 1905, Einstein postule :
La vitesse de la lumière dans le vide est la même par rapport à tous les systèmes de
référence, quel que soit le mouvement de la source par rapport à l’observateur. Elle
est donc absolue.
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A ce stade rappelons que nous ne développons ici que la relativité restreinte, c’est à
dire qui entre autres ne tient pas compte de la gravitation. La théorie de la relativité
restreinte ne permet pas d’expliquer pourquoi la lumière, bien que n’ayant pas de
masse, soit influencée par la gravitation. Dans notre système de référence à quatre
dimensions (espace-temps), cela implique qu’au moins la direction de la vitesse de
la lumière peut changer. Et la théorie de la relativité restreinte n’explique pas non
plus les trous noirs ! En simplifiant jusqu’à l’absurde, un trou noir est une étoile
effondrée sur elle-même, tellement dense qu’elle génère des forces gravitationnelles
qui attirent tout vers elle, même la lumière ! La vitesse de la lumière a donc dû être
modifiée…
Conséquences sur notre perception de l’espace et du temps
Nous connaissons maintenant une des relations de base de la mécanique classique, à
savoir la relation entre la distance parcourue et le temps.
Vitesse = distance x durée.
Si la vitesse de la lumière est absolue, alors toute la perception que nous avons de
l’espace (les distances, les longueurs, les angles, … bref tout ce que nous
connaissons) et du temps est à revoir.
En mécanique classique, durée d’un phénomène et distances ne dépendent pas du
système de référence. C’est la vitesse uniquement qui dépend du système de
référence.
La mécanique « qui tient compte du caractère absolu de la vitesse de la lumière » est
appelée « mécanique relativiste ». En gros, elle dit ceci.
Si la vitesse de la lumière est absolue, alors les longueurs et les durées dépendent du
système de référence.
La vitesse de la lumière est appelée « célérité » et se note « c ».
Relativité des durées et des longueurs
Pour comprendre comment le caractère absolu de la vitesse de la lumière affecte la
perception du temps et de l’espace, nous allons considérer deux systèmes de référence
en déplacement relatif, c’est à dire que l’un des deux systèmes se déplace par rapport
à l’autre. Par convention et par souci de simplification nous appellerons le système
mobile « train ».
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Cette situation est représentée dans le schéma suivant
S
Observateur « mobile » C
Source de lumière
Cible
Système de référence mobile : « Train »
Observateur « immobile »
Le schéma cicontre
représente
deux systèmes
de référence
(SR). L’un est
considéré
comme
immobile,
l’autre en
mouvement par
rapport au
premier. Le SR
mobile possède
à son bord une
source de
lumière et une
cible.
Supposons qu’au moment où le SR mobile passe à la hauteur de l’observateur
immobile, la source lumineuse à son bord émette un rayon lumineux vers l’avant, soit
dans le sens du déplacement du SR mobile. Pour l’observateur à bord du « train », la
lumière parcourt la distance entre la source et la cible à la vitesse de 300 000 km/s, en
un temps t.
La loi du mouvement rectiligne uniforme nous dit donc que la distance SC est égale à
c.t
Par contre, pour l’observateur immobile, extérieur au SR mobile, la lumière a
parcouru la distance SC plus la distance parcourue par le SR mobile, qui correspond
au déplacement SS’ de la source.
S
S’
Observateur « mobile »
Source de lumière
C
Cible
Système de référence mobile : « Train »
Observateur « immobile »
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Le postulat d’Einstein interdisant à la lumière de « dépasser la vitesse de la lumière »,
il faut bien admettre que la distance SC pour l’observateur immobile et la distance
S’C pour l’observateur mobile sont identiques si on considère que le temps est
immuable. En effet, la distance SC = c.t, et la distance S’C = c.t (car pour rappel, il est
interdit d’ajouter à la vitesse de la lumière la vitesse du train).
C’est donc que le temps ou les distances ne sont pas identiques selon les points de
vue.
Pour l’observateur immobile, le temps qu’a mis le rayon pour parcourir la distance
S’C est plus court que pour l’observateur mobile, car pour l’observateur immobile, la
distance SS’ s’ajoute à la distance à parcourir.
Ou alors, la distance entre S’ et C est plus courte pour l’observateur immobile que
pour l’observateur à bord du train.
Les scientifiques considèrent que les deux hypothèses sont vraies, à savoir
Pour tout observateur, le temps dans un système en MRU par rapport à lui s’écoule
plus lentement que le temps dans son propre système.
Cette propriété s’appelle « la dilatation du temps »
Remarque : que dire alors de l’écoulement du temps dans les galaxies éloignées qui
semblent s’éloigner de nous à des vitesses très élevées ?
Et
Pour tout observateur, la longueur d’un objet en MRU par rapport à lui est inférieure à
la longueur de cet objet si cet objet est immobile par rapport à lui.
Cette propriété s’appelle « la contraction des longueurs »
On peut faire la démonstration mathématique de ces propriétés liées au caractère
absolu de la vitesse de la lumière, mais nous retiendrons que les relations finales :
Dilatation du temps :
t
t'
1 v²
c²
Contraction des longueurs :
L L'. 1 v²
c²
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Faut-il cesser d’enseigner la mécanique classique ?
Pour répondre à cette question, voyons comment les vitesses relatives sur terre, à
notre échelle, influencent le temps et les longueurs.
Considérons une vitesse déjà rapide de 500 km/h. La seconde colonne du tableau cidessous donne la vitesse de la lumière en km/h. La troisième colonne donne le facteur
de contraction des longueurs. Autant dire que la contraction des longueurs est
indécelable à la vitesse de 500 km/h..
v(km/h)
500
c (km/h)
1 v²
c²
1
1 v²
c²
1080000000 0,99999999999979 1,00000000000021
La quatrième colonne donne le facteur de dilatation du temps. Idem, la dilatation du
temps est imperceptible. Ceux qui pensent « gagner du temps en allant vite » en sont
pour leurs frais…
La mécanique classique reste donc tout à fait valable à notre échelle. Cependant,
nous ne pouvons la transposer ni à l’infiniment grand, ni à l’infiniment petit…
Le seul effet visible de la relativité de temps, dans la vie courante, est le décalage des
horloges à bord des satellites de positionnement GPS. Les calculs de position doivent
être corrigés parce que le décalage entre le temps à bord des satellites et le temps sur
terre est de 36 μs par jour (10-6 sec). Cela peut paraître peu, mais entraîne des
erreurs de positionnement mesurables..
La dynamique et la relativité de la masse
Le caractère absolu de la vitesse de la lumière a une autre implication de taille, en
dynamique. Depuis Newton et sa deuxième loi de la dynamique, nous savons que
pour modifier l’état de mouvement d’un corps, il faut exercer sur lui une force. Cette
force est proportionnelle à la masse de ce corps, et la modification de l’état de
mouvement est une accélération. Pour rappel, l’accélération peut être positive,
négative, ou entraîner une modification dans la direction du mouvement plutôt que
dans la vitesse. La seconde loi de Newton s’énonce
F m.a
En d’autres termes, un corps soumis à une force F va subir une accélération. Sa
vitesse va augmenter indéfiniment, car la loi de la vitesse du MRUA nous apprend
que
va.t
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Or, la vitesse ne peut, par définition, dépasser la vitesse de la lumière. Que se passe-til donc lorsque la vitesse se rapproche de la vitesse de la lumière (outre la contraction
des longueurs et la dilatation du temps vus plus haut) ?
Si on suppose que la force appliquée reste constante, il faut bien que le produit de la
masse et de l’accélération le reste aussi. Donc l’accélération diminue, alors que la
masse augmente. Lorsque la vitesse est vraiment proche de la vitesse de la lumière,
l’accélération va tendre vers 0, et la masse du mobile va tendre vers l’infini.
Einstein a démontré que l’augmentation de la masse d’un mobile en fonction de sa
vitesse répond à la loi
m m0 , ou m0 est la masse du corps au repos par rapport à un système de
1 v²
c²
référence (SR), m sa masse à vitesse v par rapport à ce SR, et v la vitesse du corps par
rapport à ce SR
On retrouve la fameuse expression 1 v² , omniprésente dans la théorie de la
c²
relativité.
Equivalence masse-énergie
Selon la théorie de la relativité, il y a équivalence entre la masse et l’énergie pour tout
corps, qu’ils soient au repos ou en mouvement. La mécanique classique et la
thermodynamique nous ont déjà permis de soulever un coin du voile. Tout système
contient une quantité d’énergie (l’énergie interne) non quantifiable, car elle est la
somme d’une foule de formes d’énergie : cinétique, chimique, potentielle, calorifique
…
La relativité tend à unifier tout ceci, mais l’explication sort du cadre de ce cours..
Retenons ces quelques relations
L’énergie d’un corps en mouvement
Selon la théorie de la relativité, l’énergie d’un corps en mouvement à vitesse v par
rapport à un système de référence vaut
E  m0.c² = m.c²
1 v²
c²
Energie d’un corps au repos
Si le corps est au repos par rapport au SR, son énergie « de masse » vaut
E0 m0.c²
Tout corps au repos possède une énergie de masse qui se calcule par cette relation.
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Exemple : une personne de 60 kg possède une énergie de masse de 5,4.1018 Joules. Il
ne faut en aucun cas confondre cette énergie avec l’énergie potentielle ou cinétique !.
Même d’un point de vue grandeur, ces énergies on peu en commun. La personne de
60 kg, soulevée à 1 m du sol, aura une énergie potentielle de pesanteur d’environ 600
joules seulement !
Energie nucléaire et défaut de masse
L’application la plus connue de cette relation masse-énergie se retrouve dans les
réactions nucléaires. En effet, lors de la réaction de fission, par exemple, la somme
des masses des nucléons produits est inférieure à la somme des masses des produits de
départ, malgré le respect de l’équilibre de la réaction. L’énergie libérée vient des
énergies de liaison entre les nucléons. 143 neutrons et 92 protons pris isolément n’on
pas la même masse que lorsqu’ils sont liés en un noyau d’uranium 235. Le noyau
d’uranium 235 est plus léger que la somme de ses constituants, une partie de la masse
a disparu sous forme d’énergie de liaison. Les physiciens nucléaires parlent de
« défaut de masse ».
La dynamique de l’univers
La physique nucléaire nous apprend aussi comment les éléments sont apparus, au gré
de l’évolution des étoiles et des variations de température et de gravitation…
Suivant la théorie généralement acceptée, l’univers était dans le passé bien plus chaud
qu’actuellement. Actuellement, il a une température moyenne d’environ 5° Kelvin, et
rayonne comme un corps à cette température. C’est le bruit de fond cosmique,
constitué de rayonnement de basse fréquence. Nous avons en effet vu que plus un
corps est chaud, plus il émet dans les petites longueurs d’onde.
Mais il y a longtemps, sa température était de ? Degrés, températures hors de notre
imagination. Il ne devait y avoir que particules élémentaires, qui se sont assemblées,
par l’effet des forces nucléaires, pour former des neutrons des protons et des
électrons. Un proton et un neutron forment un noyau de deutérium. Deux noyaux de
deutérium peuvent former à leur tour de l’hélium. Cet élément est très stable, et
pendant longtemps la nucléosynthèse s’est arrêtée à ce stade. Ce stade de la
nucléosynthèse est appelé la nucléosynthèse primordiale.
A mesure que la température baisse, les réactions nucléaires deviennent impossibles,
mais les forces électromagnétiques entre électrons et noyaux entrent alors en jeu.
Les protons auraient sans doute capté des électrons pour former des molécules
d’hydrogène. Lorsque les électrons libres ont été capturés par les noyaux, l’univers
serait devenu transparent, la lumière a pu le traverser sans encombre. Mais à ce stade,
apparaît la force de gravitation, et des discontinuités se forment. La matière devient
plus dense à certains endroits, permettant la formation de "condensats" qui vont se
réchauffer et devenir des étoiles. La température dans certains étoiles augmente
tellement que les réactions de nucléosynthèse peuvent de nouveau avoir lieu. De
l’hélium peut se former à partir du deutérium. C’est ce qui se passe dans notre étoile
proche, le soleil. En fonction de la taille de l’étoile, et donc des forces
gravitationnelles, ce qui se passe lorsqu’il n'y a plus d’hydrogène (deutérium) diffère.
Si l’étoile est relativement modeste, comme notre soleil, par exemple, la
nucléosynthèse s’arrête au stade de l’hélium, et l’étoile meurt sans avoi eu l’occasion
de « fabriquer » des éléments plus lourds. Si par contre l’étoile est assez grosse, la fin
des réactions de nucléosynthèse de l’hélium marque le début d’une contraction et une
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densification extrêmes, qui entraînent une hausse de température très forte. Les forces
nucléaires, qui nécessitent de telles températures, sont réanimées, et deux noyaux
d’hélium peuvent maintenant former du carbone. Les noyaux de carbone et d’hélium
forment l’oxygène, et ainsi de suite. La suite est une suite d’épuisement d’éléments,
de contractions, de nouvelles augmentations de température sur l’effet de
l’effondrement dû à la gravitation, puis les températures élevées qui permettent de
nouvelles nucléosynthèses..
Ainsi se sont formés tous les éléments que nous connaissons. Lorsque la température
de l’étoile atteint 5 milliards de degrés, elle explose et envoie la matière dans le vide
intersidéral. Ces explosions sont connues sous le nom de « supernova », et parfois
visibles de la terre. Tous les éléments peuvent être présents dans cette matière
« sidérale ».
La suite de l’évolution est chimique, ensuite biologique….
Il est conseillé de voir à ce propos le document vidéo d’Hubert Reeves, « Poussière
d ‘étoiles », qui malgré certaines longueurs et digressions, apporte une vue
d’ensemble compréhensible sur la genèse de l’univers.
Lire aussi (mais ne l’étudiez pas « par cœur ») le résumé extrait du manuel de
physique de 6° qui reprend lui-même des extraits d’un livre du même Hubert Reeves,
« Patience dans l’Azur », aux éditions du Seuil, Paris.
Pour celles et ceux que le sujet intéresse (si ? ), il existe de nombreuses publications,
certaines sérieuses, d’autres approximatives, ou encore trop simplificatrices. Parmi les
auteurs qui excellent dans l’art « d’expliquer de manière compréhensible
l’incompréhensible », nous pouvons citer, outre Hubert Reeves cité ci-dessus, l’auteur
américain Stephen Hawking « Une Brève Histoire du Temps » (à ne pas confondre
avec l’écrivain SF et horreur Stephen King….)
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