EVOLUTION DE L’UNIVERS

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EVOLUTION DE L’UNIVERS
1. LE BIG BANG OU NAISSANCE DE L’UNIVERS
Au début de l'Univers, il s'est produit une formidable explosion (le Big Bang). A l'instant
10-43 seconde après le Big Bang, l'Univers est entièrement contenu en un point infiniment
petit ou la température est (peut-être) infiniment élevée.
A ce moment, l’Univers est constitué d'énergie pure, de la lumière extrêmement
énergétique sous la forme de grains de lumière : un gaz de photons.
Dans ce gaz de photons, la température est extrêmement élevée (>1032 degrés). C'est dans
ces conditions que la matière a commencé à se former.
Le Big Bang a provoqué l'expansion de l'Univers. Le gaz de photons se comporte
exactement comme un gaz matériel : son expansion provoque une diminution de la
température de l'Univers. Depuis la température extrême des premiers instants, la
diminution a été constante. Actuellement, la température moyenne de l'Univers n'est plus
que de l'ordre de 3 K.
2. FORMATION DES PREMIERES PARTICULES
Pour fabriquer de la matière, il suffit que deux photons très énergétiques entrent en
collision. L'énergie dégagée durant le choc permet la fabrication de particules (E = m.c2).
Au debut, comme les photons avaient une très grande énergie, les particules les plus
lourdes ont pu se créer.
Après, l'Univers a commencé à se refroidir et l’énergie des photons a diminué. Les
particules de plus en plus légères ont pu continuer à se former
2.1. Quelques dates de la formation de l’Univers
Entre l’instant 10-37 et l’instant 10-5 s
il y a formation des quarks, des gluons, des muons, des électrons, des neutrinos,…
la température est comprise entre 1028 et 1012 K
Entre l’instant 10-5 et l’instant 102 s
il y a formation des protons, des neutrons, des électrons, des neutrinos, …
la température est comprise entre 1012 et 109 K
Les électrons peuvent encore se former alors que la température diminue.
La densité de l'Univers a déjà fort diminué, mais elle est encore de 3,8 milliards de
kg/litre. L'énergie des photons est encore telle, à ce moment, que toutes les particules
citées ne peuvent s'unir pour former des atomes, ni même des noyaux d'atomes.
Entre l’instant 102 s et l’instant 105 ans
La température devient assez basse pour que les photons n'empêchent plus la
formation du premier noyau
la température est comprise entre 109 et 3000 K
Un proton et un neutron s'associent pour former un noyau de deutérium
HeDD
TnD
Dnp
Entre l’instant 105 ans et l’instant 109 ans
La température devient suffisamment basse pour que les noyaux s’unissent aux
électrons pour former les premiers atomes : hydrogène, deutérium, hélium,
En construisant brique par brique, on a obtenu des atomes de plus en plus lourds. La
chaîne de réactions pourrait théoriquement continuer jusqu'aux éléments lourds, mais
l'expansion de l'Univers interrompt le processus. Le temps que le deutérium et
l'hélium soient formés, l'Univers s'est tellement dilué que les particules ne se
rencontrent plus : les réactions nucléaires ne se produisent plus.

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109 ans plus tard, la température n'est plus que de 15 K. Une nouvelle histoire peut
alors commencer :celle de la formation des étoiles
3. LA FORMATION DES ETOILES
La densité moyenne de matière dans l'Univers au début de l'ère stellaire est de l'ordre de
10-21 kg/dm3. Ceci signifie que la matière est déjà fort dispersée. Les atomes qui
constituent l'Univers s'attirent sous l'effet de la force de gravitation ; cependant, la masse
des atomes est faible, donc l'intensité des forces de gravitation entre ces atomes sera faible.
Mais l'intensité de cette force n'est pas nulle. Le temps passant, on assiste à la formation de
gigantesques nuages gazeux (plus de 1010 masses solaires) en certains endroits de
l'Univers. La sauce cosmique perd son caractère homogène : les embryons des futures
étoiles et galaxies se forment. La condensation des gaz galactiques s'est faite très
progressivement. Des masses de plus en plus importantes ont attiré la matière à elles en
formant ainsi des étoiles dans chacune des galaxies. Chaque étoile continue à se concentrer
sur elle-même sous l'effet de son propre champ gravitationnel. La matière au centre de
l'étoile est soumise à des pressions formidables : il en résulte une augmentation de la
température (5 106 K) et de la densité permettant l'amorce des réactions thermonucléaires
L'étoile consomme l'hydrogène dont elle est formée. Les noyaux d'hydrogène sont mis en
contact et fusionnent en atomes d’hélium. L'hydrogène étant épuisé, ce sont maintenant les
atomes d’hélium qui vont fusionner de manière à fabriquer des atomes de plus en plus
lourds : C, O, Ne.
La quantité d'hélium présent dans le coeur de l'étoile diminuant, par des phénomènes de
fusions successives, des noyaux de plus en plus lourds se forment par fusion d’atomes plus
légers : (Na, Mg, Al, Si, P, S, ...).
Les noyaux plus lourds que le fer ont dû se former par captation de nucléons (protons ou
neutrons) et non par fusion.
Lorsque le combustible nucléaire vient à manquer, l'histoire de l'étoile se termine.
4. STRUCTURE DE L’UNIVERS
Les étoiles ont tendance à se grouper en amas d’étoiles dont la masse totale est de l’ordre
du million de masses solaires.
En 1924, grâce au télescope du Mont Wilson, Edwin Hubble est entré dans l’histoire des
sciences en montrant sur une photo de la nébuleuse d’Andromède (2 millions d’al) que
celle-ci contenait elle-même des étoiles. L’utilisation de télescopes de plus en plus
puissants a permis de résoudre un grand nombre de ces nébuleuses en groupes d’étoiles :
ce sont des galaxies.
Les galaxies sont des ensembles relativement homogènes d’étoiles groupées sous l’effet
d’une force qui retient les étoiles constituantes près de leurs voisines : cette force est la
gravitation, celle-là même qui retient la Terre près du Soleil, la Lune autour de la Terre et
qui fit tomber une pomme sur la tête de Newton. La masse moyenne d’une galaxie varie
entre 100 et 1.000 milliards de masses solaires.
Notre galaxie : la Voie Lactée a une forme spiralée. Une vue de profil montre un disque
enflé en son centre ; elle renferme plus de cent milliards d’étoiles.
Son diamètre est de cent mille années-lumière et son épaisseur de cinq mille années-
lumière . Le Soleil est situé aux deux tiers de la distance entre l’axe du disque et son bord
extérieur.
Toutes les étoiles de la galaxie tournent autour de l’axe du disque. Le Soleil en fait un tour
complet en 200 millions d’années.
La distance moyenne entre les galaxies est de l’ordre du million d’années-lumière.
On a mis en évidence plus d’un milliard de galaxies grâce aux instruments d’observation
actuels.
De même que les étoiles s’attirent entre-elles, les galaxies ont tendance à s’assembler pour

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former des amas de galaxies, ces amas se groupant eux-mêmes en super-amas qui
rassemblent de 100 à 1.000 galaxies.
Les structures essentielles que l’on rencontre dans l’Univers sont donc : les étoiles, les
amas d’étoiles, les galaxies, les amas de galaxies, les super-amas de galaxies.
5. NAISSANCE, VIE ET MORT DES ETOILES
5.1. Naissance
La vie des étoiles débute au sein d'un nuage de gaz et de poussières interstellaires. Le
gaz en question est pour l'essentiel un mélange d'hydrogène H (73 % en masse) et
d'hélium He (25 %) ; les autres éléments n'interviennent que pour les 2 % restant. Une
telle formation est appelée un globule de Bok. On considère généralement que le
nuage commence à se contracter sous l'effet de son propre champ de gravité suite à
une perturbation causée, par exemple, par l'explosion d'une supernova proche.
Comme tout gaz comprimé, la matière du nuage interstellaire va voir sa température
augmenter au fur et à mesure de la contraction. Avec l'accroissement de la masse
volumique des régions centrales, les inhomogénéités qui se créent inévitablement sont
sources d'instabilité et le nuage se fragmente en multiples centres secondaires de
contraction.
Pour ceux d'entre-eux qui sont suffisamment massifs, la contraction gravitationnelle se
poursuivra tant et si bien que la température des régions centrales atteindra une
dizaine de millions de degrés. À cette température, la matière est totalement ionisée ;
elle forme un plasma de noyaux atomiques, de protons et d'électrons. L'énergie
cinétique élevée des protons leur permet alors de s'approcher suffisamment pour que
les forces attractives d'interaction nucléaire prennent le dessus et causent la fusion des
deux particules.
Les collisions peuvent dès lors donner lieu à des réactions de fusion nucléaire. Ces
réactions sont exothermiques (elles libèrent de l'énergie).
L'élévation de température et de pression qui en résulte stoppe la contraction de
l'objet. À ce stade, une étoile est née.
5.2. Vie de l’étoile
Durant la majeure partie de sa vie, une étoile tire son énergie des réactions de fusion
de l'hydrogène en hélium. Cette énergie contribue à maintenir dans son coeur une
pression suffisante pour lui permettre de résister à l'effondrement sous le poids des
couches supérieures.
Lorsque les réserves de combustible nucléaire sont épuisées dans le coeur, la gravité
reprend le dessus et la contraction se poursuit, provoquant une nouvelle élévation de la
température centrale. Avec elle, l'énergie cinétique des collisions entre noyaux
s'accroît et finit par permettre le déclenchement de réactions de fusion de noyaux plus
lourds. Celles-ci se poursuivront jusqu'à épuisement du nouveau combustible.
On pourrait imaginer que cette alternance entre phases de contraction gravitationnelle
et phases de fusion nucléaire de noyaux de plus en plus lourds se poursuive
indéfiniment et assure à l'étoile de toujours trouver des ressources énergétiques lui
permettant de résister à l'effondrement. Deux raisons majeures s'y opposent, qui
conduiront à deux destins très différents... :
la naine blanche (étoiles de masse initiale inférieure à 8 masses solaires) ;
la supernova (étoiles de masse initiale supérieure à 8 masses solaires).
5.3. Mort de l’étoile peu massive
La contraction gravitationnelle d'une étoile peu massive ne parvient pas à produire des
températures très élevées au centre. Après les réactions de fusion de l'hydrogène en
hélium, celles de l'hélium en carbone pourront avoir lieu. Après épuisement de
l'hélium, une pression empêche la matière de se contracter et donc empêche la

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température d'atteindre une valeur suffisante pour provoquer l'allumage des réactions
de fusion du carbone.
Simultanément, l'enveloppe de l'étoile se répand dans le milieu interstellaire en un
« vent stellaire » animé de vitesse de l'ordre d'une dizaine de kilomètres par seconde.
Le phénomène culmine par l'éjection des dernières couches de l'enveloppe à des
vitesses beaucoup plus élevées lors de la phase de nébuleuse planétaire.
Seule subsistera la partie centrale de l'étoile, très chaude, émettant un rayonnement
ultraviolet très intense qui illuminera le gaz de la nébuleuse planétaire.
Dans chaque cas, l'étoile arrivée en fin de vie est visible au centre de sa nébuleuse : on
l'appelle naine blanche à ce stade.
Après quelques milliers ou dizaines de milliers d'années, la nébuleuse elle-même se
sera dispersée dans l'espace et ne sera plus visible. À plus long terme, l'étoile centrale
deviendra un astre de plus en plus froid et de moins en moins lumineux, rayonnant
dans des longueurs d'onde de plus en plus grandes et, finalement, un astre « éteint »,
une naine noire.
Il faut noter que la désignation de nébuleuse planétaire ne traduit aucun lien avec une
structure liée aux planètes ou à leur formation.
6. EXPANSION DE L’UNIVERS
L'expansion de l'Univers est observable. Quand on l'analyse précisément, on trouve que la
lumière des galaxies présente une modification par rapport aux spectres obtenus en
laboratoire. Au laboratoire, les raies des différents éléments chimiques tels que
l'hydrogène, l'azote, le fer, etc, sont situées à des places bien déterminées. Or les raies des
spectres des galaxies ne sont pas à leur bonne place, les couleurs visibles se trouvant
décalées vers le rouge. Plus précisément, les longueurs d'onde observées sont plus grandes
que celles du laboratoire.
L'effet est très courant en astronomie : un tel décalage est observé pour de nombreuses
étoiles et autres objets célestes. Il s'interprète comme un effet dû à la vitesse que l'objet
émetteur possède par rapport à la Terre. Si cet objet s'éloigne, le spectre est décalé vers le
rouge; s'il se rapproche, il est décalé dans l'autre sens, vers le violet. En astrophysique
l'importance de cet effet, connu sous le nom d'effet Doppler, est considérable à cause des
diagnostics de vitesses qu'il permet.
Or les galaxies n’étant pas animées de vitesse de déplacement, l'expansion n'est donc pas
justifiable d'un traitement de type effet Doppler. L'analogie suivante va nous le montrer.
Imaginons un élastique sur lequel deux fourmis se déplacent à la même vitesse. L'effet de
base à considérer est que la distance entre les fourmis, qui resterait constante en l'absence
de variation de longueur de l'élastique, va suivre fidèlement l'allongement ou le
rétrécissement éventuel du support. Si l'élastique est deux fois plus étendu, la distance
mutuelle doublera; s'il l'est trois fois, elle triplera. De ce fait, la distance mutuelle des
fourmis constitue une mesure (relative) des dimensions de l'élastique.
L'élastique symbolise l'espace, susceptible de se dilater ou de se contracter. Les fourmis
symbolisent les crêtes successives d'un signal lumineux se propageant dans l'espace. On
peut trouver la comparaison très élémentaire, mais il se trouve qu'elle est quantitativement
valable. La distance entre deux crêtes successives est ce que l'on appelle la longueur d'onde
du rayonnement. C'est cette longueur d'onde qui va s'accorder aux dimensions, à la taille,
de l'espace.
En guise d'illustration, imaginons que les émissions de telle station de radio émettant sur
Terre à 1829 mètres de longueur d'onde soient reçues sur une planète très lointaine. Si
l'Univers, par suite de son expansion, était devenu deux ou trois fois plus grand entre le
moment de l'émission et le moment de la réception, la station serait reçue non plus sur
1829 mètres mais sur 3658 m (2 fois 1829 m) ou sur 5487 m (3 fois 1829 m).
Les astronomes ne passent naturellement pas leur temps à capter les émissions radios

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diffusées par les habitants de galaxies mais en revanche, ils reçoivent et étudient les
émissions lumineuses de la matière constituant les galaxies, émissions qui sont de même
nature physique que les OEM perçues par nos récepteurs de radio ou de télévision. Ainsi
par exemple vont-ils observer l'émission H dont la longueur d'onde initiale est de 658 nm
à l'émission
Supposons alors que l'astronome mesure la position de cette raie dans le spectre et trouve
une longueur d'onde de 0662,8 nm, plus grande que le 658 nm annoncé. Que va-t-il
déduire, s'il décide, pour des tas de bonnes raisons, que le décalage est dû à la dilatation de
l'espace ? C'est tout simple. À l'aide de sa calculette il constate que la longueur d'onde
observée de la raie H est 1% plus grande que la longueur d'onde du laboratoire. Comme il
sait aussi que cette longueur d'onde reflète les dimensions de l'Univers, il en conclut que
cet Univers est maintenant, à la réception du rayonnement, 1% plus grand qu'il ne l'était à
l'époque où l'émission s'était produite.
Il nous manque cependant une information précieuse concernant la chronologie des
événements. Dans notre exemple, nous disons que l'Univers était 1% plus petit, mais à
quelle époque ? C'est la réponse à cette question qui nous fournira le taux d'expansion de
l'Univers, c'est-à-dire la mesure de la rapidité avec laquelle le monde se dilate.
Nous sommes confrontés du même coup à une mesure de distance. En effet pour connaître
le temps que la lumière a mis pour nous parvenir, il faut évaluer la distance totale qu'elle
avait à parcourir, entre la Terre et la galaxie émettrice.
C'est à l'astronome américain Edwin Hubble que revient le mérite d'avoir accompli les
premiers sondages en profondeur de l'Univers à une échelle qui allait se révéler
extragalactique. Il a prouvé (en 1924) que certains objets célestes d'apparence nébulaire,
comme la fameuse nébuleuse d'Andromède, étaient situés en dehors de notre propre
Galaxie, étendant d'emblée de façon considérable l'échelle du monde. Il reculait les limites
de l'Univers en montrant que celui-ci ne se limitait pas à notre seule Galaxie mais qu'il était
au contraire constitué d'une myriade de galaxies dont les distances se comptaient en
millions d'années lumière.
Puis, tout en poursuivant ses études systématiques sur la morphologie, la classification et le
dénombrement de ces nouvelles galaxies composant notre Univers, Hubble affina ses
mesures de distance. En combinant mesures de distances et dilatations (ou décalages) des
longueurs d'onde mentionnées plus haut, Hubble découvrit un fait extraordinaire : plus la
distance des galaxies observées était grande, plus la dilatation en longueur d'onde était
grande. Cette proportionnalité entre décalage et distance constitue la fameuse « loi de
Hubble ».
DHZc
c vitesse de la lumière
Z décalage spectral
H constante de Hubble
D distance de la galaxie
Univers verrait croître ses dimensions au rythme de 1% en 100 ou 200 millions d'années.
7. NOTRE ETOILE : LE SOLEIL
Le Soleil est situé aux deux tiers du rayon galactique,il appartient à un bras spiral de la
galaxie.
Il s'agit d'une sphère gazeuse d'un rayon de 700 000 km et d'une masse de
30
102
kg, dont
l'hydrogène constitue les trois quarts. La température du noyau central du Soleil, région
occupant un quart de son rayon, est estimée à 15,5 millions de degrés, et la densité centrale
à cent cinquante fois celle de l’eau. Ces conditions permettent le déroulement de réactions
thermonucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium. L'énorme puissance libérée dans le
coeur traverse le globe solaire et finit par s'en échapper sous forme notamment de
rayonnement visible.