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Dans le cosmos, la Terre est insignifiante, perdue à l'intérieur d'immenses
structures emboîtées les une dans les autres.
Hyper-Amas
La plus grande structure, identifiée dans les Poissons et la Baleine, représente un
immense filament de 1 milliard d'années-lumière.
Au-delà
Aux échelles supérieures au 1 milliard d'années - lumière, l' univers apparaît comme
un gaz isotrope et homogène. Ce que nous confirme les mesures extrêmement précises des
satellites (Cobe entre autre), chargés de rechercher les preuves du Big
bang.
Mais
il y a aussi l'énigme de la Matière
Noire, celle que l'on cherche depuis plus de 50 ans et qui représente
90% de la masse de l'Univers.
ISOTROPE
: nombre et disposition identique dans n'importe quelle
région.
HOMOGÈNE : la densité des supers-amas reste constante aussi loin
que l'on puisse observer.
L'univers n'a ni centre, ni direction privilégiée.
L'univers, à grande échelle, ressemble
à un gros volume d'eau savonneuse, tel qu'il se répartit dans une grappe de bulles de
savons. Il serait dû aux fluctuations de densité dans l'univers primitif.
Densité
En supposant que l'essentiel de la matière se situe dans les étoiles, à partir de leur
luminosité, il est facile de déduire la densité moyenne de la matière de l'univers à
des distances plus grandes que celles qui séparent les super-amas. Le nombre de
protons, pour un
volume de 10 m³, est ainsi compris entre 1 et 10.
Il faut bien
savoir qu'est appelé vide, une quantité de 1
million de milliards ( 1.1015) d'atomes par cm³, ce
qui
représente le contenu d'un dé à coudre. L'atmosphère terrestre est
10 000 fois plus dense.
L'énergie du vide
Les
dernières découvertes mettent en lumière, l'énergie du vide
. Et en plus, l' expansion de l' Univers s' accélère.
Le vide est rempli de particules qui
inter-agissent entre-elles, et donc disparaissent aussitôt apparues, ce qui les
rend inobservables. Chaque particule ayant une énergie, c'est ce qui fait dire que le
vide à une énergie. Comme celle-ci est identique dans tout l'univers, elle devient une
constante. Elle pèse par conséquent sur l'univers. Mais tout le monde n'est pas
d'accord. La polémique s' amplifie entre le partisans et les adversaires de la constante
cosmologique.
Cette
énergie donne naissance à de nouvelles recherches, notamment son
utilisation pour une propulsion
d'avenir.
retour
à matière
noire
Affaire à suivre ...
Rayonnement
L' Univers ne contient pas que de la matière, il est aussi emplit de rayonnement qui
véhicule de l'énergie. Il fut découvert en 1965. Il enferme plus d'énergie que celui
des étoiles et il n'est produit par aucune source ponctuelle. Ce serait le résidu de l'explosion qui donna naissance à
l'Univers, il y a
environ 15 milliards d'années : le
Big bang
Aujourd'hui, la température de l'
Univers est de 2,7°K soit:
- 270°C. C'est le résultat du refroidissement qui suivit
l'explosion qui le créa, il y a 15 milliards d'années. La matière est aujourd'hui
rassemblée dans des galaxies comprenant en moyenne 100 à 200 milliards d'étoiles.
L'eau
dans l' Univers
C'est
en regardant la nébuleuse
d'Orion, que le télescope spatial infra-rouge
européen, ISO, découvrit des quantités d'eau importantes, pouvant
alimenter 60 fois, par jour, les océans terrestres. Ces derniers
représentent une hauteur moyenne de 2700 m sur toute la Terre. Et la
nébuleuse d'Orion n'est pas l'univers, des quantités beaucoup plus
importante ont été découvertes dans d'autres nuages interstellaires. On
imagine alors alors aisément que l'eau s'y trouve en abondance.
En abondance ? Oui, mais seulement à raison de
0,05 %. Tout simplement lié au rapport hydrogène
et autres éléments. Dans l'
Univers
l'hydrogène est présent à raison de 78 %. Viennent ensuite l'hélium
avec 21 % , puis l'oxygène pour 0,1 à 30 % des 1% restant (30% de 1%,
cela fait 3 0/00). Ce dernier est créé dans les étoiles. Il
faut donc la mort de ces dernières pour enrichir les alentours. Mais ce
qu'a montré ISO, c'est que la naissance des étoiles permettait
l'assemblage d'un atome d'hydrogène avec deux atomes d'oxygène, car la température
ne doit être ni trop basse ni trop élevée. D'autre part, il ne faut pas
de rayons ultra-violet, or les étoiles naissantes rayonnent
particulièrement en UV. Ces conditions explique la faible quantité d'eau
sous forme moléculaire, soit 1.10-6 de la masse de l'
Univers, selon certains scientifiques.
Pour
résister aux UV, la molécule s'est réfugiée au sein d'immenses nuages
de poussières, tels ceux du nuage d'Orion, ou bien ceux qui entouraient
le
jeune Soleil, il y a 4,5 milliards d'années. Quant à l'assemblage des
atomes, il s'opère par l'intermédiaire des violentes
"contractions" qui accompagnent la naissance d'une
étoile.
Lorsque
le nuage de poussière se contracte sous l'effet de la gravitation, la
mise en rotation et la pression interne devraient équilibrer cet effet.
Mais de puissants jets de matière jaillissent aux pôles à très grandes
vitesses ce qui diminue la pression interne, permettant à la gravitation
de continuer son oeuvre. Ces jets provoquent des ondes chocs qui
compriment et échauffent les gaz ambiants à une température supérieures
à 100°C, explique Martin Harwitt, membre de l'université de Cornell
(USA) et de l'équipe ISO. Un déclenchement des réactions chimiques
associe les atomes entre eux. Voilà, l'eau est créée et c'est ainsi
qu'elle se trouve aussi dans le Système solaire.
C'est sûrement plus compliqué, mais une explication simple permet à un
plus grand nombre de comprendre, pourquoi l'eau se trouve sur notre
planète.
Ciel et Espace n°
339: article de Benoît Garrigues et n°
364: article de Azar Khalatbari: d'où vient l'eau ?
retour
à Terre (eau)
, Système solaire (eau),
Vénus (eau),
Mars (eau),
Lune (eau),
Europe (eau),
Vie
En remontant le
temps
15
millions d'années après le Big
bang:
La
température du rayonnement est 100 fois supérieure à celle
d'aujourd'hui, soit 0°C.
Les
distances entre les galaxies sont 100 fois plus faibles.
La
densité d'énergie de masse est 10 fois plus grande que la
densité d'énergie de rayonnement.
300
000 années après le
Big bang:
La
température est de 4 000°K
La
densité d'énergie domine celle du rayonnement
L'
Univers est sombre.
Les étoiles
n'existent pas, et, de ce fait, les éléments lourds non plus ( carbone, silicium, fer,
etc...).
Le
rayonnement dissocie l'hydrogène.
L'
Univers a
l'aspect d'une soupe de photons, de protons, d'électrons, de noyaux de deutérium,
d'hélium et d'hydrogène.
34 minutes après le
Big bang:
La
température est de 1 million de °K.
L'énergie
des photons dissocie les noyaux de deutérium et d'hélium.
3 minutes après le
Big bang:
8 secondes après le
Big bang:
La
température est de 5 milliards de ° K
Les paires
Positron - Électron se transforment en
Photons. Le
positron,
de charge positive, est le contraire de l'électron, de charge négative. Nous sommes en
présence de l'antimatière.
L'énergie
des photons est issue des particules.
1 seconde après le
Big bang:
La
température est de 10 milliards de ° K.
Le
neutrino interagit avec les photons, les neutrons et les
électrons.
L'
Univers
à un diamètre de 10 années-lumière.
1.10-6 seconde après le
Big bang:
La
lumière est si violente, que les photons empêchent l'association
des particules.
Nous
sommes en présence d'un plasma de quarks
et de gluons
Les 4
forces fondamentales qui régissent la matière n'existent pas.
Ce sont:
-
la force nucléaire
forte.
-
la force nucléaire faible.
-
la force électromagnétique.
-
la force gravitationnelle.
1.10-11seconde après le
Big bang:
Les bosons W et Z
deviennent identiques aux photons.
1.10-32 seconde après le
Big bang:
La
température est de 1.1028 °K
( 1 suivi de 28 zéros ).
Les
quarks, gluons et leptons sont indissociables
1.10-
43
après le Big
bang:
La température est de 1.1032
°K.
C'est le temps de Planck, ultime chemin de la physique actuelle. L'espace-temps cesse
d'être continu.
T =
? :
On ne peut pas atteindre l'instant
0, de la même manière qu'il est
impossible d'atteindre le zéro absolu (- 273,15 °C) ou bien la vitesse de
la lumière (300 000 km/s). Dans ces 2 cas, la quantité l'énergie
nécessaire pour atteindre ces buts devient infinie. Il ne faut pas
confondre le caractère fini de l'âge de l'univers avec le concept
d'infini de la singularité du début. L'instant 0 est un instant
inaccessible par son caractère infini. Il n'est pas sur la ligne des
temps. D'où son nom de singularité.
Le
modèle de Big bang explique que ce sont l'espace et le temps qui furent
engendrés. Donc le temps n'existant pas avant le Big bang, il ne peut rien
exister, car l'utilisation de AVANT
est une utilisation temporelle, qui n'existe pas. De plus, il ne peut pas y
avoir d'espace en dehors de l'espace, car l'espace c'est le tout. Comme il
n'existe pas, il n'y a rien. Ce sont 2 cas d'utilisation de termes illogiques.
Nous avons affaire à quelque chose de fini qui n'a pas de frontière.
C'est
une ligne d'horizon dont nous percevons la finalité inaccessible. Cet
effet nous donne l'illusion d'un
infini qui prend l'apparence du fini. Le
temps n'existe pas, donc pas d'instant zéro.
Durée de
vie
La
durée de vie de l'univers dépend de sa densité, de la
valeur de la constante de Hubble et de la constante cosmologique.
Actuellement beaucoup d'inconnus subsistent, mais des chiffres de plus en plus précis
sont annoncés, à la suite de découvertes récentes et bien que des polémiques
subsistent. Les cosmologistes doivent se mettre d'accord sur la valeur des 3 paramètres,
que seules les observations départageront, car la polémique fait rage pour les partisans
des différentes théories.
La
constante de Hubble serait aux alentours de
72 km/s/mégaparsec ( +/- 9 ). La
densité
serait aux environs de
0,3, ce
qui retire
toute crédibilité au modèle de Big-Crunch ( inverse du Big
bang ).
Quelques atomes au m3. L'atmosphère en contient 1.1025au
m³.
Quant à
la
Constante cosmologique, elle se situerait aux environs de
0,7. Ainsi, l'univers se dirigerait vers une expansion sans fin, ce qui se
traduira par la dispersion de tous les éléments ( disparition des forces de cohésion )
.
-
Les
premières lueurs selon WMAP
http://map.gsfc.nasa.gov/m_ig/020598/020598_ilc_640.jpg
Voici
"l'empreinte digitale" de la plus vieille lumière de l'Univers, que la Nasa a
révélée le 11 février 2003. Cet instantané montre, avec des détails sans précédent, le
portrait de l'Univers juste "au lever du jour", lorsque les premiers
photons se libérèrent
 de la fournaise du Big bang, soit 380 000 ans après. La
température a suffisamment diminué pour qu'ils puissent s'évader de la soupe
primordiale et que les atomes puissent se former. Cette image
représentent d'infimes fluctuations du rayonnement fossile baignant l'Univers, lequel est à environ 2,73°K (2.7251 à 2.7249
degrés Kelvin). La sonde WMAP
(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)
a détecté des variations minimes de 1.10-
6 degré. La
couleur rouge indique les points les plus chauds et le bleu les points les plus
froids. La forme ovale représente la projection du ciel en entier similaire aux
cartes de projection de la Terre. Ce qui frappe à l'étude de cette image,
c'est que la grande majorité de ces grumeaux possèdent la même taille angulaire: 1°. (http://map.gsfc.nasa.gov/m_ig/990389/990389s.jpg)
Ces variations minuscules reflètent
des contrastes de densité ou les
creux et les bosses dans l' Univers qui donneront les graines des galaxies et des étoiles
par différence de gravité. Des grumeaux de matière furent réunis par de
longs filaments, tout comme une toile d'araignée. Des amoncellement
d'hydrogène, comme des gouttes de rosée sur une toile d'araignée, se sont développés
le long des filaments. Chaque grumeau est (éventuellement) attiré vers les nœuds où il amasse de la
matière pour créer les premières galaxies.
http://www.space.com/images/h_sponge_filaments_010522_02.jpg
Voici,
ci-dessus, une simulation des premiers instants de l' Univers. La gravité
ordonne la matière le long de fins filaments. Les fortes densité sont en jaune
puis elles subissent un effondrement qui allument les étoiles. Ces flots
de galaxies le long des filaments (rouge indique une densité moyenne) se
rencontrent dans les nœuds causant le développement des galaxies. Les zones
bleues sont de densité faible.
La lumière qui nous atteint est étirée, car l' Univers est étiré. De
ce fait les rayons gamma qui nous atteignent sont vus comme un rayonnement
centimétrique. Les ondes centimétriques sont issues du même rayonnement
électromagnétique perçu par nos yeux, mais la longueur d'onde est
différente, elle est plus basse. C'est pour cela qu'un observant le
spectre des ondes centimétriques, on regarde le spectre du rayonnement gamma
d'autrefois.
http://map.gsfc.nasa.gov/ContentMedia/MicrowavesGuide_b.jpg
-
Age
et répartition de l' Univers
Pour le Dr Charles L. Bennett du Goddard Space Flight Center et principal
instigateur du projet, les données obtenues par WMAP
représentent une
vraie mine d'or. Une des plus grandes surprises de ce résultat fut de
découvrir que l'Univers fut assez froid pour que les premières étoiles
brillent seulement 200 millions
d'années après le Big bang, beaucoup plus tôt qu'attendu par la théorie.
Aujourd'hui l'âge de l'Univers est connu avec une précision inégalée: 13,7
±1% milliards d'années.
L'équipe
du WMAP a aussi pu déterminer la répartition de l' Univers primordial. C'est ainsi
qu'il contient 4% (5% pour Archéops) de matière que nous connaissons sous forme d'atomes, 23% de
matière noire et 73% d'énergie noire, une force totalement inconnue et
exotique qui cause l'accélération de l' Univers à un rythme toujours plus rapide.
L'inflation paraissait sortie tout droit de la science fiction lorsqu'elle fut
introduite il y a quelques dizaines d'années. Maintenant la voici confirmée.
D'une manière générale, toutes ces idées sont en conformité avec d'autres
évaluations faites à partir des données rassemblées dans l' Univers proche.
Bennett et les autres scientifiques ont déclaré que ces résultats
étaient la pierre angulaire de la théorie cosmologique moderne et soutenaient ses
aspects les plus généralement admis. Ces résultats confirmaient que l'
Univers
est plat et de même géométrie que celle d'Euclide (3e siècle BC), celle enseignée dans les écoles, à
savoir que 2 lignes parallèles ne se coupent jamais, même à des distances
cosmologiques et que la somme des angles d'un triangle est égale à 180°.
Ces
nouvelles données corroborent la théorie du Big bang et de l'inflation, qui en
sort renforcée, mais une petite minorité n'est toujours pas convaincue.
Pourtant déjà avec l'expérience du CNES et le ballon Archéops,
7 et 8 février 2002, les scientifiques avaient déjà annoncé la
platitude de l'Univers à 2% près.
-
Découverte
du rayonnement fossile
Bien
que le soubassement théorique de cette vision du monde soit fourni par la
théorie de la relativité d'Einstein, l'invention
du Big bang est à porter au crédit de Alexandre Friedmann
(1888-1925) et Georges Lemaître (1894-1966).
Le rayonnement fossile ou
CMB
(Cosmic Microwawe Background) chez les
anglo-saxons,
a été prédit en 1940 par George Gamow, puis a été détecté par hasard en 1965 par les
chercheurs Arno Penzias et Robert Wilson aux Bell Telephone Laboratories à
Murray Hill, New Jersey, qui furent gênés par un bruit de fond anormalement
élevé que délivrait leur récepteur radio destiné à étudier le rayonnement
radio de notre Galaxie à la longueur d'onde 7,35 cm. De nombreuses autres
observations (notamment le satellite Cobe
en 1991) sur les longueurs d'onde comprises entre 50 cm et 3,3 mm, suivirent
cette découverte et confirmèrent que le spectre du rayonnement pouvait être
représenté par celui d'un corps noir à 2,7°K (- 270°C); le maximum
d'émission se situant vers 1,5 mm de longueur d'onde. Depuis, de nombreuses recherches ont permis
d'arriver aux résultats surprenants de WMAP et diverses mesures révélèrent que l'uniformité du rayonnement
fossile est une des caractéristiques les plus frappantes . C'est
seulement après la mise au point d'appareils extrêmement sensibles, comme
les sondes Cobe et WMAP
et les ballons Boomerang et Maxima,
Archéops
que les cosmologistes ont pu détecter ces infimes fluctuations ou
contrastes de densité (1.10-6
par rapport à 2,7°K). L'étude du rayonnement fossile permettra de connaître
l'origine des galaxie, leur distribution et de mesurer les paramètres
de la théorie.
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d'anisotropie
avec des détails plus nombreux (1mn d'arc) et une plus grande
sensibilité que ne le fit COBE. L'anisotropie est la
différence entre 2 mesures prises dans des directions différentes. Les
températures différentielles sur le rayonnement fossile donnent des
informations valables pour tout l' Univers. Ces mesures dévoilent la
taille de l' Univers, la matière contenue et le destin de l' Univers. Elles
permettent aussi de révéler la structure primordiale qui a permis aux
galaxies de croître et de tester les idées sur les origines de ces
structures primordiales.
