Naissance et vie de l`univers.

Sottiaux B. Etude du Milieu - Eléments de géologie – Origines de l’univers - MAJ décembre
2009
Cours industriels et commerciaux Couillet
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Chapitre I. Les origines de l'univers
On situe généralement l'origine de l'univers au Big-bang. En réalité, on ignore s'il s'agit
de la véritable origine mais la limite de nos connaissances est bien là. Si l’origine de
l'univers est réelle, c'est sans doute aussi l'origine du temps car l'espace, la matière et le
temps sont indissociables.
A l'origine, l'univers n'était qu'une bouillie de matière informe portée à des milliards de
milliards de degrés.
Trois constats sont établis en cosmologie :
1. Le monde n'a pas toujours existé ;
2. Le monde est en changement ;
3. Le changement consiste en un passage du système le moins efficace au plus efficace.
Quelles sont les découvertes de la science moderne étayant les preuves du Big-bang ?
La lumière évolue à la vitesse de 300.000 km/sec. Cela revient à dire que la lumière
nous parvient de la lune en 1 sec, du soleil en 8 minutes, de l'étoile la plus proche en
4 ans, de Véga en 8 ans et de … certaines galaxies en des milliards d'années. Le
télescope optique est donc une machine à remonter le temps. Ainsi, on observe les
astres tels qu'ils étaient autrefois. Par exemple, la galaxie d'Andromède, visible à l'œil
nu, est une image vieille de 2 millions d'années.
En 1930, l'astronome américain Edwin Hubble a constaté que les galaxies s'éloignent les
unes des autres à des vitesses proportionnelles à leurs distances. A l'image d'un pudding
que l'on met au four et à mesure qu'il gonfle, les raisins s'écartent les uns des autres.
On assiste donc à l'expansion de l'univers (à des vitesses jusqu'à des dizaines de
milliers de km par seconde). La théorie de la relativité d'Einstein postule aussi le
refroidissement de l'univers qui se poursuit depuis 15 milliards d'années. Sa
température actuelle serait de l’ordre de 3 Kelvin (degré absolu) ou – 270 °C.
On peut reconstituer le scénario inverse. Plus on remonte dans le temps, plus les
galaxies se rapprochent, plus l’univers est dense, chaud et lumineux. Comment peut-on
imaginer un univers infini depuis le début et qui se mette à grandir ? Le mot « grandir »
n'a pas de sens pour un espace infini ; on peut plus simplement dire qu'il se raréfie.
Pour mieux comprendre, on peut imaginer un univers à une seule dimension : une règle
graduée qui s'étend jusqu'à l'infini à gauche et à droite. Imaginons qu'elle entre en
expansion c'est-à-dire que chaque marque de centimètre s'éloigne de sa voisine. Les
traits vont s'espacer de plus en plus mais la règle restera infinie.
L'âge de l'univers peut se mesurer en rapport avec le mouvement des galaxies : soit par
l'âge des étoiles (en analysant leur lumière) soit par l'âge des atomes (en calculant la
proportion d'entre eux qui se désintègrent au fil du temps).
L'idée du Big-bang exige que l'univers soit plus vieux que les plus vieilles étoiles et que
les plus vieux atomes. Dans les trois cas, on trouve des âges voisins de 15 milliards
d'années.
Le rayonnement fossile a été émis à une période où l'univers atteignait des
températures de 3.000° C. Ce sont des ondes radio millimétriques détectables dans
toutes les directions du ciel et découvertes fortuitement en 1965. Les observations des
satellites COBE et WMAP, respectivement en 1992 et 2003, ont fourni des données
précises sur ce rayonnement.

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Ainsi, d’infimes variations ont été détectées, selon la direction d’observation, ce qui
s’explique par des variations de la température du rayonnement qui s’expliquent elles-
mêmes par des différences de densité de l’univers lors de l’apparition des premiers
atomes. Plus tard, ce sont ces mêmes différences de densité qui permettront la
formation de structures telles que les galaxies.
L'espace entre les étoiles n'est pas vide. La lumière est constituée de particules : les
photons. On peut mesurer la température de l'espace grâce aux sondes spatiales :
2,716 degrés absolus. Or, il existe une relation simple entre la température et le nombre
de photons. Chaque cm³ d'espace en contient 403.
L'obscurité du ciel est une autre preuve indirecte. Si les étoiles étaient éternelles, la
quantité de lumière dégagée depuis un temps infini serait aussi infinie. Le ciel devrait
être lumineux et pourtant il est obscur. C'est la preuve que les étoiles n'ont pas toujours
existé.
En conclusion : l'univers n'est pas statique ; il se refroidit et se raréfie.
Organisation de l'univers
Durant les premières secondes suivant le Big-bang, les températures sont
excessivement élevées (10 milliards de degrés) ; l'agitation thermique dissocie toutes
les structures qui pourraient se former.
Quatre forces physiques ont entraîné l'assemblage des particules :
1. La force nucléaire forte maintient les protons et les neutrons dans le noyau ;
2. La force nucléaire faible, responsable de la radioactivité, provoque la rupture du
noyau (désintégration) ; elle est de l’ordre de 100.000 fois plus faible que la précédente ;
3. La force électromagnétique qui assure la cohésion des atomes ;
4. La force de gravité qui organise les mouvements.
Ces forces sont immuables dans l'espace et dans le temps.
Au départ, l'univers était une « purée » homogène de particules élémentaires. Les
quatre forces de la nature sont unifiées en une seule interaction qu’il n’est pas possible
de décrire correctement. L’univers est déjà en expansion. A 10–43 secondes (temps de
Planck), la force de gravité se sépare des autres interactions. L’univers ne contient pas
de matière mais bien des particules et des antiparticules (mêmes caractéristiques que
les particules mais dont la charge électrique est contraire – ex. « électron – positron »)
qui naissent et disparaissent aussitôt. Ces particules apparaissent en empruntant une
infime quantité d’énergie et se désintègrent rapidement en restituant cette même
énergie. On les appelle « particules virtuelles » du fait de leur durée de vie très
courte.
A 10–35 secondes, la température atteint le point où la force nucléaire forte se sépare des
interactions restantes. Une formidable quantité d’énergie est projetée dans l’univers ce
qui provoque une forte accélération de l’expansion appelée inflation. Les particules
virtuelles absorbent abondamment cette énergie et, sans disparaître comme
précédemment, deviennent des particules ordinaires.
L’univers se peuple ainsi d’électrons et de quarks. Particules et antiparticules continuent
à se former mais les premières prennent l’avantage sur les secondes.

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Le principe d’équivalence « masse – énergie » prévaut. Il postule que la masse et
l’énergie peuvent se transformer l’une en l’autre. Ainsi, par exemple, un électron et son
antiparticule qui entrent en collision vont disparaître et donner naissance à des photons
(énergie lumineuse). Inversement, des photons peuvent réagir l’un avec l’autre et
former un couple « électron – positron ». La grande densité de matière favorise ces
interactions.
Intervention de la force nucléaire forte
A un millionième de seconde, la force nucléaire forte contraint les quarks à vivre en
groupe de deux ou trois. Désormais, les quarks ne seront plus revus à l’état isolé.
Deux sortes de trios (nucléons) résistent : les protons et les neutrons. Protons,
neutrons et leurs antiparticules apparaissent et disparaissent selon le principe
d’équivalence « masse – énergie » énoncé plus haut mais, à un dix millième de seconde,
l’énergie des photons a baissé au point de les empêcher de se transformer en matière.
Par contre, l’inverse reste possible. Protons et antiprotons peuvent entrer en collision et
se désintégrer. Tous les nucléons sont-ils ainsi forcés à se transformer en énergie en
entrant en collision avec les anti nucléons ? La réponse est négative parce que la
formation des nucléons a été légèrement favorisée par rapport à la formation des anti
nucléons au point d’en laisser suffisamment.
Vers une seconde, l’énergie des photons devient insuffisante à leur interaction et la
population d’anti nucléons disparaît. Alors que, précédemment, les protons et les
neutrons pouvaient se transformer l’un en l’autre de manière équilibrée, les nouvelles
conditions entraînent que, en l’absence d’électrons, seuls les neutrons peuvent désormais
se transformer en protons et non plus l’inverse (car il n’y a plus d’antiprotons). La
proportion relative des protons par rapport aux neutrons augmente en conséquence.
Ainsi, une centaine de secondes après le Big-bang, l’univers contient environ 7 protons
pour 1 neutron. Les photons ont encore perdu de l’énergie et ne peuvent plus empêcher
protons et neutrons de s’associer de façon durable.
La force nucléaire forte assemble deux protons et deux neutrons et il en résulte la
formation du premier noyau atomique : l'hélium. A ce moment, la température est de
1 milliard de degrés et l'univers est âgé d'une minute. Puis, au fur et à mesure du
refroidissement, la force nucléaire est inhibée. L'univers se compose de 75 % de noyaux
d'hydrogène (un proton) et de 25 % de noyaux d'hélium. Il faudra ensuite attendre des
centaines de milliers d'années.
L’atome d’hélium
http://www.historyoftheuniverse.com/he.html

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Intervention de la force électromagnétique
Ensuite, l’évolution de l’univers va se faire à un rythme beaucoup plus lent.
Lorsque la température est inférieure à 3.000° C (après 380.000 ans), les photons n’ont
plus l’énergie pour détruire toute liaison entre un noyau et un électron. Noyaux et
électrons peuvent désormais constituer des liaisons durables. La force
électromagnétique met les électrons en orbite autour des noyaux et crée les premiers
atomes d'hydrogène et d'hélium. Les photons n’interagissent plus guère et se
propagent librement dans l’univers. Interviendra ensuite une pause de 100 millions
d'années.
Intervention de la force de gravité et formation des premières étoiles
Jusqu’alors, l’univers était constitué de nuages d’hydrogène et d’hélium. La matière n'est
cependant pas homogène et isotherme. Des nuages peuvent se fragmenter en éléments
plus petits qui s’effondrent sur eux-mêmes sous l’effet de la gravité. La densité et la
température au centre du nuage augmentent. Les atomes se dissocient et la force
nucléaire forte est capable de fusionner les protons pour former des noyaux d’hélium.
La transformation d’hydrogène en hélium libère beaucoup d’énergie. Le corps résiste à la
gravité, s’échauffe et se met à briller. Une étoile est née.
Certaines régions plus denses vont devenir des germes de galaxies (ce mot vient d'une
légende grecque qui raconte que c'est grâce à du lait renversé par Héra, alors qu'elle
donnait le sein à Hercule, que naquit la Voie lactée).
Hiérarchie de l'univers
On trouve du plus grand au plus petit : les amas de galaxies, les galaxies, les amas
d'étoiles et les étoiles individuelles.
Le système solaire appartient à une galaxie : la Voie lactée (qui comprend des
centaines de milliards d'étoiles) sous la forme d'un disque de 100.000 années lumière de
diamètre.
la voie lactée
http://www.astronoross.info/Images/Voie_lactee04.jpg

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Comme repris ci-dessus, la matière se condense sous l'action de la force de gravité et sa
température augmente. Les astres échappent donc au refroidissement généralisé ; ils se
réchauffent, dégagent de l'énergie et se mettent à briller. Les plus grosses étoiles
(50 fois le soleil) vont épuiser leur carburant en 3 ou 4 millions d'années alors que les
moins grosses vont vivre des milliards d'années.
Pourquoi les étoiles sont-elles sphériques ?
La force de gravité attire la matière. Dans une boule, les éléments sont les plus proches
les uns des autres. Si les galaxies ne sont pas sphériques, c'est parce que leur
mouvement de rotation les aplatit en disque. Si les étoiles ne tombent pas les unes sur
les autres, c'est aussi à cause de ce mouvement de rotation qui crée une force centrifuge
qui balance la force de gravité.
Le système solaire tourne autour du centre de la Voie lactée et est situé en périphérie
d’un bras spiral.
Le creuset des étoiles
Désert infini avec des îlots de galaxies fragmentées en étoiles. On aurait très bien pu en
rester là. L'univers continue à se refroidir mais les premières étoiles ont une
température qui s'élève considérablement (comme autant de petits Big-bang locaux).
Le réchauffement résulte de la contraction de l'étoile sous son propre poids. Les protons
(de l’hydrogène) se combinent pour former de l'hélium. La concentration en hélium au
centre de l’étoile augmente avec le temps, ce qui interfère avec la fusion de l’hydrogène.
Les réactions nucléaires s’estompent et l’étoile reprend sa contraction. Dans le noyau de
l’étoile, la température monte jusqu'à dépasser 100 millions de degrés. L'hélium, cendre
de l'hydrogène, devient carburant. On assiste à des combinaisons inédites : trois noyaux
d’hélium s'associent en noyaux de carbone et quatre noyaux d’hélium en noyaux
d’oxygène.
Ces réactions n'auraient pas pu se produire dans le Big-bang car la phase d'activité
nucléaire n'a duré que quelques minutes. Ici, cela dure des millions d'années. Ainsi, le
soleil carbure à l'hydrogène depuis 4,5 milliards d'années alors que des étoiles plus
massives s'éteignent en quelques millions d'années seulement.
Pendant les millions d'années suivants, le centre des étoiles se peuple en noyaux de
carbone et d'oxygène. Ces éléments vont jouer un rôle décisif dans la suite de l'histoire.
Le carbone, avec sa configuration particulière, se prête à la fabrication de longues
chaînes moléculaires qui interviendront dans l'apparition de la vie. L'oxygène entrera
dans la composition de l'eau ; un autre élément indispensable à la vie.
Le devenir des étoiles
Les étoiles peuvent être classées selon leur masse et la luminosité qu’elles dégagent.
Ainsi, le graphique « Hertzsprung & Russel » met en relation leur luminosité, leur masse
et leur température.
Un diagramme de Hertzsprung-Russell est toujours présenté de la manière suivante :
 la luminosité est en ordonnée, le plus brillant étant en haut ;
 la température effective, ou l'indice de couleur, est en abscisse, le plus chaud
étant à gauche.