Bigbang

Il y a 15 milliards d’années une formidable explosion de lumière donne naissance à l’espace, au temps, à la matière, un chaos brûlant d’une chaleur inimaginable, une bouillie informe qui va enfler, s’étendre dans toutes les directions et se refroidir tout doucement. Aujourd’hui on capte dans le ciel une trace de cette origine, c’est le rayonnement fossile Fond du ciel, rayonnement de micro-ondes à basse température arrivant à la surface de la Terre depuis toutes les directions du cosmos. On l'appelle ainsi parce qu'il forme un arrière-plan à toutes les sources radio ponctuelles qui ont été détectées par les radiotélescopes. Il fut détecté pour la première fois par Arno Penzias et Robert Wilson en 1965., le rayonnement des cendres du feu primordial. De la soupe cosmique encore chaude de milliards de degrés, des éléments de matière vont tisser une toile aux structures de plus en plus complexes  pour finir en galaxies, des centaines

de milliards de galaxies aux formes diverses s’éloignant les unes des autres. Observer ces astres c’est mesurer le

temps qu’a mit la lumière pour nous parvenir, c’est voir l’état dans lequel ils étaient, il y a des milliards d’années.

Tout commence une infime fraction de seconde après l’explosion originelle. Avant, on ne sait rien, c'est la "terra incognita", il n’y a pas de temps zéro, le temps n'existe pas. L’horloge cosmique frappe son premier coup à 10^-43 seconde. L’univers est un vide bouillonnant d’énergie très dense incroyablement chaud, ensuite on le suppose, il enfle

brusquement, c’est l’inflation. L’univers est en expansion. A 10^-32 seconde, des premiers éléments de matière accompagnés d’antimatière émergent les particules élémentaires et leurs antiparticules, les quarks, les électrons, les neutrinos, les photons ces grains de lumière dans lesquels baignent cette soupe cosmique. Ensuite entre en jeu une

première force, la force nucléaire forte C'est celle qui cimente les nucléons dans les noyaux. C'est elle aussi qui associe les quarks 3 par 3 à l'intérieur des nucléons et donne naissance à l'énergie nucléaire. 1 gramme de carburant nucléaire = 1 tonne de dynamite. Elle agit sur une distance de 10e-13 cm, elle est 100 fois plus forte que la force électromagnétique et n'agit que sur des particules massives comme le proton et le neutron d'un poids de 10e-24 grammes. La masse d'un proton est égale à 1836 fois la masse de l'électron. qui au temps 10^-6seconde, 1 millionième de seconde, va assembler les quarks, 3 par 3 pour donner les protons, les neutrons puis former les noyaux, les noyaux d’hydrogène, beaucoup, les noyaux d’hélium plus lourds, il y en a moins.

A 3 minutes, 98% de la masse de l’univers est constituée. Rien de nouveau jusqu'à 300 000 ans, la fin de l’ère radiative. Commence alors l'ère matérielle et apparaît la deuxième force, la force électromagnétiqueCette force, bien supérieure à la force de gravité, n'agit que sur les particules chargées, soit positivement comme les protons, soit négativement comme les électrons. Elle forme les atomes en attachant les électrons aux noyaux, mais elle ne s'arrête pas là. Elle soude les atomes en les obligeant à partager leurs électrons pour former les molécules. Elle pousse encore les molécules à se combiner à leur tour en de longues chaînes, la plus haute expression de ces chaînes est l'ADN qui permet la vie., elle construit les atomes d’hydrogène et d’hélium en faisant tourner les électrons autour des

noyaux. Dernier acte : à 1 milliard d’années, un Univers toujours en expansion et en refroidissement voit la force gravitationnelleDécouverte au XVII siècle par Newton, cette force attractive agit sur toutes masses. La plus faible des quatre forces de la nature, mais aussi celle qui a la plus grande portée, elle agit sur l'ensemble de l'univers, elle est la colle du cosmos. L'intensité ce cette force dépend de la masse de l'objet. Ce n'est qu'à l'échelle astronomique que la gravité se fait vraiment sentir, dans d'énormes masses comme celle de la Terre (6x10e27 grammes), du Soleil (10e33 grammes), d'une galaxie (10e44 grammes), d'un amas de galaxies (10e47 grammes) ou de l'univers tout entier. grouper les atomes en structures plus complexes. C’est la naissance des galaxies qui dans leurs cœurs abritent les stars du ciel, les étoiles qui évoluent depuis 15 milliards d’années.

Dans les étoiles, les protons fusionnent pour former des noyaux de deutérium selon des processus liés aux interactions faibles, la force nucléaire faible.C'est elle qui permet aux neutrons de se transformer en protons et vice versa quand les conditions s'y prêtent. Elle n'agit pas sur les particules immortelles comme l'électron, le photon et le neutrino. Bien que plus forte que la gravité, elle est 1000 fois plus faible que la force électromagnétique. Elle n'a d'influence que sur une distance de 10-16 cm. C'est en 1896, par hasard que le physicien français Henri Becquerel découvrit ce processus de désintégration, sur une plaque photographique. Ces noyaux servent ensuite à l'édification de noyaux plus massifs. L'énergie dégagée est emportée à 98% sous forme d'énergie lumineuse par les photons.

Le fond du ciel

Selon le modèle théorique du big bang, qui décrit l'évolution de l'Univers, le rayonnement de micro-ondes de fond du ciel est un résidu de l'énergie régnant au moment de la formation des premiers atomes stables de l'Univers au moment où le rayonnement devient matière. Cela se passe 300 000 ans après l'explosion primordiale. Des données du satellite COBE (Cosmic Background Explorer) ont montré que ce rayonnement n'est pas aussi uniforme que le croyaient les scientifiques. Cette carte du rayonnement cosmologique dans la moitié nord du ciel révèle, après traitement informatique, des zones d'intensité variable, apparaissant chacune, arbitrairement, dans des couleurs différentes.

Ces fluctuations, qui correspondraient aux variations de densité de l'Univers primordial et seraient ainsi à l'origine de la formation des galaxies, témoignent de la dynamique de l'Univers à ses débuts.
Des fluctuations de densité de l'ordre de 1/100000e de Kelvin sont imprégnées dans le rayonnement micro-onde fossile à 2.73 K. Elles témoignent qu'environ 300000 ans après le Big Bang il existait des zones hétérogènes dans l'univers d'une taille comprise entre 100 et 1000 Mpc.

Le fond du ciel à ces débuts (M. Tegmark, A. de Oliveria-Costa, M. Devlin, B. Netterfield, L. Page & E. Wollack, Astrophysical Journal, 474, L77)

L'astronomie fonctionne sur une échelle de distance que l'homme a du mal à se représenter. Ainsi, les astrophysiciens utilisent la vitesse de la lumière comme étalon mesureur. En effet, sachant que la lumière se déplace à 300 000 km/s dans le vide (la vitesse la plus rapide existante en physique relativiste), lorsque un temps est indiqué en vitesse-lumière, il faut en fait comprendre une distance.
Pour aborder l'astronomie il faut tout d'abord avoir une notion des distances et du vide qui sépare les astres. Ensuite il faut avoir une notion des masses en présence. Pour donner une image des distances  qui  séparent  les  astres  de  notre système solaire, voici un modèle avec une échelle au 1/100 milliardième,

(1cm = 1 million de km). Avec cette échelle le système solaire tient dans le Grand Stade de    France. Le Soleil,  au centre du stade, aurait  un diamètre de 1,4 cm. A 1,5 m de distance serait la Terre avec un diamètre de 0,1mm, Jupiter se trouverait à 8m du soleil et mesurerait 1,4mm. Pluton serait à 59m du Soleil et aurait un diamètre de 0,05mm. L'étoile la plus proche Alpha Centauri CProxima Centauri (aussi parfois appelée Alpha Centauri C) est une naine rouge de magnitude apparente 11 trop faible pour être visible à l'œil nu, située dans la constellation du Centaure. C'est l'une des trois étoiles qui forment le système Alpha Centauri. C'est l'étoile la plus proche du système solaire à 4,22 années lumière. se trouverait au environs de Lyon et Sirius (même taille que le Soleil) au environs de Barcelone.

La vitesse de la lumière est fixée à 299 792 458 m/s en 1983 par les poids et mesures, est une constante physique dont une valeur précise est obtenue expérimentalement dès le XVIIe siècle par l'astronome danois Ole Christensen Romer en 1676. La vitesse de la lumière fut alors estimée à 200 000 kilomètres par seconde, environ 35 % en dessous de sa vraie valeur du fait des incertitudes de l'époque sur la taille de l'orbite de la Terre. Cependant, Cassini émit des doutes sur la validité des résultats de son collègue. James Bradley proposa ensuite une estimation à 300 000 km/s. Aujourd'hui, la vitesse de la lumière constitue l'un des piliers de la physique théorique.

La masse de notre Galaxie équivaut à environ 40 milliards de masses solaires. Il y a environ 5 milliards d'années la matière présente dans l'espace de notre système solaire se condensa à partir d'un nuage de  poussières  et  de  gaz. La quasi   totalité du nuage disparut pour

faire place au Soleil, les planètes étant un résidu du notre système stellaire. Le Soleil contient plus de 99% de la masse totale du système Solaire. Jupiter la plus grosse poussière de notre système  contient  plus de matière  que  l'ensemble des planètes, satellites, astéroïdes,

comètes, poussières et gaz qui constituent le reste du système solaire. Ensemble le Soleil et Jupiter se sont attribués 99,9 % de la masse du système. La masse de Vénus équivaut à 0,2% de la masse de Jupiter. La masse de la Terre équivaut à 0,3% de la masse de Jupiter.

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Astronomie - Mise à jour 12 Oct 2007