SUR LES TRACES DE LA MATIÈRE DANS LE COSMOS

L'exposé débutera par une présentation synthétique de l'état actuel des connaissances concernant la genèse et l'histoire de l'Univers (modèle du big bang). Nous préciserons le rôle des différentes formes de matière et d'énergie dans l'évolution et la structuration de l'Univers. Ceci nous permettra en particulier d'introduire les concepts de la matière sombre et de l'énergie noire. La plus grande partie de l'exposé sera consacré à un tour d'horizon de quelques unes des méthodes utilisées pour identifier et caractériser les différentes composantes de matière et d'énergie présentes dans l'univers. Nous verrons en particulier comment l'étude des anisotropies du fond diffus micro-ondes permet de contraindre le contenu matériel du cosmos. Ce fond de rayonnement électromagnétique est le vestige du passé chaud de l'Univers et ses infimes anisotropies nous révèlent les clés de la physique de l'univers primordial. Nous montrerons ensuite comment l'observation des supernovae lointaines, véritables feux d'artifices cosmiques, apportent une information complémentaire à travers les contraintes obtenues sur la géométrie globale de l'univers. Enfin, la dernière partie de l'exposé nous amènera à explorer les étoiles à neutrons, ainsi que les trous noirs et leurs disques d'accrétion. Les observations à haute énergie, dans le domaine des rayons X et gamma permettent de lever le voile sur ces objets, sièges des phénomènes les plus violents dans l'univers. Dans les prochaines années, les détecteurs d'ondes gravitationnelles ouvriront peut-être une nouvelle fenêtre d'observation de ces objets insolites.

SUR LES TRACES DE LA MATIÈRE DANS LE COSMOS

Texte de la 532e conférence de l'Université de tous les savoirs donnée le 19 juin 2004
Sur les traces de la matière dans le cosmos
Reza Ansari
La cosmologie nous fournit une image relativement précise et détaillée de l'origine et de l'histoire de notre univers. Elle est aujourd'hui une discipline scientifique à la croisée de la physique des interactions fondamentales, de l'astronomie et de l'astrophysique. La compréhension de la structure intime de la matière d'une part, et les mécanismes responsables de l'évolution de l'univers primordial d'autre part sont des domaines qui se nourrissent mutuellement.
Nous décrirons en particulier quelques-unes des méthodes utilisées pour rechercher les différentes formes de matière présentes dans l'univers et d'en quantifier l'effet sur son évolution. Un survol du modèle standard cosmologique est présenté dans la première partie de l'article (section 2). Nous nous intéresserons ensuite à notre Galaxie, pour y découvrir la matière noire du halo, ainsi que le trou noir qui se trouverait en son centre. La section 3 est consacrée à la recherche de l'énergie noire grâce aux supernovae lointaines. Enfin, la dernière partie de l'article présente une brève introduction à la physique du fond diffus cosmologique et la détermination de la densité des différentes formes de matière et d'énergie par la mesure des anisotropies du fond diffus cosmologique.

Les fondements du modèle cosmologique
La théorie de la relativité générale et le modèle standard des particules et des interactions en physique des particules constituent les deux socles sur lesquels repose le modèle cosmologique standard, appelé aussi modèle du Big Bang. Ce modèle dont les prédictions sont confirmées par de nombreuses observations, est communément admis par les chercheurs du domaine. Durant les dix ou quinze dernières années, ce modèle et notre compréhension de l'univers ont été affinés grâce à des observations de plus en plus précises.
Particules et interactions
Le modèle standard des particules et de leurs interactions est présenté brièvement ici. Celui-ci est souvent noté SU(2)Ä U(1)Ä SU(3) par référence aux groupes de symétrie de l'interaction électro-faible SU(2)Ä U(1) et de l'interaction forte SU(3).
Dans le cadre du modèle standard, la matière est constituée de particules de spin 1/2, appelées fermions. L'interaction entre ces fermions est portée par des particules de spin entier, qui sont les médiateurs des forces. On distingue deux types de fermions, les quarks et les leptons.
- Les quarks sont les briques de base qui forment la matière hadronique, c'est-à-dire sensible aux interactions fortes. En particulier, les protons et les neutrons qui forment le noyau atomique sont formés de quarks.
- Les leptons regroupent en trois familles des particules dont les propriétés sont proches de celles des électrons et des neutrinos. Dans chaque famille, les leptons sont sensiblement plus légers que les quarks.
L'ensemble des forces est décrit en faisant appel à quatre interactions fondamentales dans le modèle standard :
- L'interaction forte, appelée aussi la chromodynamique quantique (QCD) est responsable de la cohésion du noyau atomique et se trouve à l'origine de l'énergie nucléaire. Seuls les quarks sont sensibles à cette interaction, portée par les gluons.
- L'interaction électromagnétique est responsable de la presque totalité des propriétés physiques et chimiques de la matière. C'est le photon, quanta de lumière et du rayonnement électromagnétique qui est le médiateur de cette interaction.
- La radioactivité beta ne peut s'interpréter qu'en faisant appel à une nouvelle force, la force faible, moins intense que la force électromagnétique. Les forces faible et électromagnétique sont décrites par une théorie unifiée dans le cadre du modèle standard.
- La gravitation qui agit sur toutes les formes de matière. Nous ne disposons pas encore d'une théorie quantique de la gravitation. Il faut donc faire appel à la théorie de la relativité générale pour compléter la description des interactions.
Enfin, il faut noter qu'afin de palier certaines insuffisances du modèle standard SU(2)Ä U(1)Ä SU(3), d'autres modèles théoriques ont été élaborés. Les théories dites supersymétriques prédisent l'existence de nouvelles particules dont certaines pourraient former la matière noire à l'échelle de l'univers. Le mot WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) désigne de manière générique ces particules.
Parmi les différentes formes de matière et d'énergie, il y a celles qui sont présentes de manière certaine dans l'univers, et celles pour lesquelles nous avons des indications théoriques ou observationnelles. Dans la première catégorie se trouve la matière ordinaire, appelée parfois la matière baryonique. Cette dénomination provient de la classification des neutrons et des protons, constituants du noyau atomique qui sont des baryons parmi les hadrons. La matière ordinaire se présente sous différentes formes dans l'univers, depuis des formes diffuses comme des gaz atomiques ou moléculaires et des plasmas, jusqu'aux objets célestes que sont les étoiles et les planètes en passant par des agrégats et la poussière. Les photons constituent une autre composante essentielle de l'univers. De même, les neutrinos, qui sont des particules extrêmement discrètes, jouent un rôle important dans l'évolution de l'univers et des étoiles.
Quantifier la contribution relative de ces différentes formes de matière et d'énergie est essentiel pour une bonne compréhension de l'histoire de l'univers. Mais comme nous allons le montrer dans la suite de cet article, d'autres formes de matière et d'énergie semblent influencer l'évolution de l'univers. Clarifier la nature de celles-ci constitue le défi majeur de la cosmologie des prochaines années.
La relativité générale
Les forces gravitationnelles sont beaucoup moins intenses que les forces électromagnétiques ou les forces nucléaires ; Elles sont toujours attractives et dominent l'évolution des structures à grande échelle. C'est en effet la gravitation qui est responsable du mouvement des planètes, du système solaire dans la Galaxie et des galaxies au sein des amas. Naturellement, c'est encore la gravitation qui domine la dynamique de l'univers dans son ensemble.
La relativité générale est une théorie qui décrit l'interaction gravitationnelle comme une déformation de l'espace-temps à travers les équations d'Einstein. Celles-ci relient en particulier la courbure de l'espace-temps à la densité de matière et d'énergie. Ces équations admettent des solutions avec un espace-temps en expansion ou en contraction pour une distribution homogène et isotrope de matière. Einstein considérait initialement que ces solutions n'étaient pas physiquement acceptables et c'est en cherchant une solution statique pour la structure de l'espace-temps qu'il introduisit le terme connu sous le nom de constante cosmologique (L) dans les équations de la relativité générale.
Pour construire le modèle cosmologique, il faut en outre faire appel au principe cosmologique qui suppose que l'univers est homogène et isotrope à grande échelle pour construire le modèle du Big Bang. La métrique de Friedmann-Robertson-Walker (FRW) décrit alors la structure de l'espace-temps à grande échelle en fonction du paramètre d'échelle R( t) qui fixe l'échelle physique des distances, notamment des distances entre galaxies, à un instant donné. La dynamique de l'univers est alors fixée par les équations d'Einstein, associées à l'équation de Friedmann qui relie le taux d'expansion à la densité totale de l'énergie, sous quelque forme que ce soit. a( t)= R( t)/ R(0) est un terme sans dimension, appelé facteur d'échelle et correspond au rapport du facteur d'échelle à un instant t à sa valeur actuelle.
L'observation de l'expansion de l'univers, l'accord entre les prédictions de la nucléosynthèse primordiale et l'abondance mesurée des éléments légers et les mesures du fond diffus cosmologique sont les trois piliers observationnels du Big Bang[1].

L'expansion de l'univers
Dans un univers en expansion, les galaxies sont soumises à la dynamique gravitationnelle globale de l'univers et s'éloignent les unes des autres. La densité de la matière décroît au fur et à mesure que l'expansion progresse et, à l'inverse, si on remonte dans le temps, cette densité croît jusqu'à dépasser les valeurs caractérisant la matière nucléaire. C'est G. Lemaître, astrophysicien et mathématicien belge, qui avait remarqué le premier cette possibilité et avait envisagé, dès 1927, le commencement de l'univers à partir de ce qu'il avait appelé l'atome primitif. Mais ce n'est que lorsque l'astronome américain Edwin Powell Hubble publia l'observation de la récession des galaxies en 1929 que ce modèle, dénommé le Big Bang par la suite, sera accepté par les scientifiques. Nous verrons dans la suite (section Erreur ! Source du renvoi introuvable.) comment la mesure de l'évolution du taux d'expansion permet de contraindre la densité totale de matière et d'énergie dans l'univers

L'origine des éléments chimiques
La centaine d'éléments chimiques connus, depuis l'atome d'hydrogène, le plus léger, jusqu'aux atomes lourds, comme celui de l'uranium, sont tous des assemblages de neutrons, de protons et d'électrons. Le noyau atomique et l'énergie nucléaire ont commencé à livrer leurs secrets à partir des années 1920. La compréhension des mécanismes nucléaires a permis, entre autres, de résoudre l'énigme de la source d'énergie du soleil et des étoiles en général. En 1939, Hans Albrecht Bethe, physicien américain d'origine allemande, propose un cycle de réactions nucléaires conduisant à la formation d'hélium par fusion de protons comme source d'énergie des étoiles. On sait aujourd'hui que presque tous les noyaux sont formés dans la fournaise nucléaire au coeur des étoiles, ou lors de l'explosion de supernovae. La nucléosynthèse stellaire rencontre néanmoins quelques difficultés lorsqu'elle est confrontée aux mesures d'abondances nucléaires : l'abondance de l'hélium, qui représente près du quart de la masse de matière ordinaire dans l'univers est largement supérieure à la production cumulée de l'hélium dans les étoiles. En revanche, le modèle du Big Bang apporte une solution à ce problème. En effet, dans le cadre de ce modèle, la densité et la température de l'univers croissent lorsque l'on remonte le temps. Dans l'univers âgé de quelques minutes, les conditions sont réunies pour que le cycle de réactions de formation des noyaux légers - le deutérium, l'hélium et le lithium - puisse avoir lieu : c'est la nucléosynthèse primordiale. Le bon accord entre les abondances mesurées des éléments légers et les prédictions de la nucléosynthèse primordiale constitue le deuxième pilier du modèle standard cosmologique.

Une étrange lumière
L'univers jeune était donc formé d'un plasma extrêmement chaud et dense où les photons étaient en équilibre thermique avec les constituants fondamentaux de la matière : Les électrons, les quarks, les neutrinos... La température et la densité diminuent avec le temps, soumises à l'expansion de l'espace-temps. Petit à petit, les quarks peuvent s'assembler pour former les protons et les neutrons. Quelques secondes après, les protons et les neutrons forment à leur tour les noyaux légers, l'hélium en particulier. La nucléosynthèse primordiale correspond à la fin d'une première période d'évolution intense de l'univers.
Mais l'expansion continue et l'univers se refroidit donc de plus en plus : la température n'est plus que de 3000 K lorsque l'univers atteint quelques 300000 ans. Les photons ne sont plus assez énergétiques pour dissocier les atomes neutres qui se forment. L'univers devient alors transparent et les photons peuvent se propager librement.
Ces photons nous parviennent au terme d'un voyage de près de quatorze milliards d'années subissant au passage l'effet de l'expansion de l'univers. Émis essentiellement dans le domaine infrarouge proche ( ), nous les détectons aujourd'hui sous forme de rayonnement micro-ondes ( ).
Ce rayonnement, appelé le fond de rayonnement cosmologique, a été observé pour la première fois en 1964 par Arno Penzias et Robert Wilson. Chercheurs auprès de Bell Labs (Lucent Technologies aujourd'hui), ils tentaient de mesurer les émissions radio de la voie lactée grâce à une antenne géante de télécommunications. Ils identifient alors la présence d'un niveau de bruit plus élevé que prévu qui s'avérera provenir d'un rayonnement extra galactique.
Ce rayonnement de fond cosmologique, dont l'existence avait été suggéré dès 1948 par G. Gamow, R. Alpher et R. Herman, constitue le troisième pilier du modèle de Big bang. Les propriétés de ce rayonnement seront discutées dans la section Erreur ! Source du renvoi introuvable..
La matière noire dans notre Galaxie
Notre Galaxie, la Voie Lactée est une immense structure autogravitante formée d'étoiles, de gaz et de poussières. Elle comporte quelques dizaines de milliards d'étoiles, de nombreux nuages de gaz composés essentiellement d'hydrogène et d'hélium, et des grains de poussières contenant des éléments plus lourds (oxygène, carbone ...). Toutes ces composantes correspondent à différentes formes de matière ordinaire ou baryonique.
Si on était capable d'observer notre Galaxie de l'extérieur, on la verrait semblable à la nébuleuse M83, dont la photographie prise par le grand télescope VLT de l'ESO est présentée sur la figure Erreur ! Source du renvoi introuvable.. Les étoiles, le gaz et la poussière sont concentrés dans un disque peu épais, moins d'un millier d'années-lumière (AL), mais s'étendant sur près de 200000 AL. Les bras, structures riches en étoiles brillantes, semblent s'enrouler autour d'un noyau central, amas très dense d'étoiles.
figure 1
Galaxie spirale Messier 83, située à une distance d'environ 15 millions d'AL. Image prise par le télescope VLT de European Southern Observatory - Ó ESO
Le Soleil est une étoile ordinaire située à 25000 AL du centre de la Galaxie. Le système solaire, à l'instar des autres étoiles et nuages de gaz et de poussières, tourne autour du centre Galactique, l'ensemble constituant un système en équilibre gravitationnel.
Le halo Galactique
Lorsqu'on mesure les vitesses de rotation des étoiles, du gaz et des poussières en fonction de la distance au centre (courbe de rotation) pour notre Galaxie, et pour de nombreuses autres galaxies similaires, on observe un comportement étrange. En effet, comme on peut le voir sur la figure Erreur ! Source du renvoi introuvable., la matière lumineuse est concentrée vers le centre, et l'on s'attend à voir décroître les vitesses de rotation lorsqu'on s'éloigne suffisamment du centre (). Or la courbe de rotation comporte un plateau où la vitesse reste constante. Ce phénomène est interprété comme étant dû à la présence d'un halo de matière sombre qui n'émet, ni n'absorbe la lumière, mais qui interagit gravitationnellement. La masse du halo atteindrait une dizaine de fois la masse de la matière visible (étoiles, gaz, poussière) dans notre galaxie. Le halo sombre pourrait être formé d'une nouvelle forme exotique de matière, celle qu'on regroupe sous la dénomination WIMPs par exemple. Plusieurs équipes tentent de mettre en évidence cette forme de matière à l'aide de détecteurs cryogéniques, comme celui d'EDELWEISS [2] installé dans le laboratoire souterrain de Modane.
figure 2
Mesure de la courbe de rotation et du profil de luminosité en fonction de la distance au centre pour la galaxie spirale NGC3198
Mais ce halo sombre pourrait être constitué de matière ordinaire, mais sous une forme presque invisible. Plusieurs hypothèses ont été envisagées, comme celle de nuages de gaz moléculaires froids avec une structure fractale, ou celle d'objets compacts n'émettant pas de rayonnement électromagnétique. Les cadavres stellaires, les trous noirs et les naines brunes qui sont des étoiles avortées sont des candidats possibles pour de tels objets compacts. Ils sont regroupés sous le nom MACHO [3].
L'effet de microlentille gravitationnelle
Dans un article publié en 1986, B. Paczynski suggérait que de tels objets pouvaient être détectés à l'aide de l'effet de microlentille gravitationnelle. En effet, comme le prévoit la relativité générale, la lumière d'astres se trouvant en arrière plan serait défléchie par le champ gravitationnel de ces objets compacts. Il y a alors formation d'images multiples, comme cela est observé pour des effets de lentille gravitationnelle provoqués par des galaxies ou des amas de galaxies.
Dans le cas d'objets compacts de faible masse situés dans le halo, ayant moins d'une masse solaire, il n'est pas possible de résoudre les différentes images. Mais le mouvement de l'objet compact provoque une augmentation transitoire de la luminosité apparente de l'étoile en arrière-plan lorsque la ligne de visée est suffisamment proche de l'objet déflecteur : c'est l'effet de microlentille gravitationnelle. Bien que très peu probable, le phénomène serait détectable si les objets compacts étaient suffisamment nombreux pour constituer une fraction importante du halo. Il y a moins d'une chance sur un million pour qu'une étoile du fond soit affectée par cet effet.
Afin de rechercher les objets compacts du halo, l'équipe EROS [4] a mis sur pied un ambitieux programme d'observations de plusieurs dizaines de millions d'étoiles de la Galaxie et des nuages de Magellan durant la décennie 1990. Ce projet a été un grand succès : l'effet de microlentille a été observé et est devenu aujourd'hui un nouvel outil d'investigation en astrophysique. D'autres équipes dans le monde ont effectué des observations analogues.
En revanche, le nombre d'événements observés montre que seule une petite fraction du halo, au plus 10 % à 15 % de sa masse, serait formée d'objets compacts de faible masse. La figure Erreur ! Source du renvoi introuvable. résume les résultats de la collaboration EROS concernant la contribution de MACHOs à la masse totale du halo tactique, en fonction de la masse des objets déflecteurs [2].
figure 3
Résultat de l'équipe EROS basée sur l'analyse des observations vers les nuages de Magellan (LMC et SMC). Contribution maximale des objets compacts, exprimée sous forme de fraction de la masse totale d'un halo de masses solaires, en fonction de la masse typique des objets déflecteurs [2].
Un trou noir au Centre de la Galaxie ?
La mesure du mouvement apparent des étoiles très près du Centre Galactique a permis de mettre en évidence des vitesses de rotation très élevées, jusqu'à 1500 Km/s [3]. Les observations dans le plan Galactique et vers le centre Galactique en particulier sont rendues difficiles par l'absorption de la lumière par l'importante quantité de poussières présentes le long de la ligne de visée. L'utilisation des émissions dans le domaine des ondes radio et des rayons X permet néanmoins de voir à travers ce voile de poussières.
Les observations radio en interférométrie à très longue base (VLBI) montre que c'est un objet compact qui est présent au centre Galactique. L'observation des vitesses de rotation élevées associée à la compacité de la distribution de masse représente une indication forte en faveur de l'existence d'un trou noir de grande masse au centre de la Voie Lactée. Celui-ci aurait une masse d'environ 2,6 millions de fois la masse du soleil. Dans le langage de la relativité générale, un trou noir est une singularité de la structure de l'espace-temps provoquée par un objet massif très dense. En simplifiant, on peut considérer qu'un trou noir est un profond puits de potentiel gravitationnel, pour lequel la vitesse de libération dépasserait celle de la lumière à des distances suffisamment proches. Cette limite de distance définit le domaine que l'on appelle l'horizon du trou noir ().
D'autres observations en radio et en rayons X apportent des preuves complémentaires de l'existence de ce trou noir. En effet, il se forme des disques d'accrétion autour des trous noirs massifs. La matière du disque, proche du trou noir s'échauffe jusqu'à des températures très élevées () par friction lors de sa chute dans le trou noir. On peut observer alors des émissions dans le domaine des rayons X et, parfois, des jets relativistes de matière.

Les supernovae lointaines et le mystère de l'énergie noire
Les phares de l'univers
Les supernovae de type Ia (SNIa) sont de véritables feux d'artifice cosmiques, provoqués par l'explosion d'une naine blanche composée essentiellement de carbone et d'oxygène. L'explosion se produit lorsque l'équilibre gravitationnel est rompu suite à l'accrétion de matière par la naine blanche. Lorsque la masse de l'objet s'approche de la limite de Chandrasekhar, la pression du gaz dégénéré d'électrons n'est plus suffisante pour compenser l'attraction gravitationnelle. Cette rupture d'équilibre provoque une augmentation de la température et de la densité, déclenchant l'allumage des réactions de fusion thermonucléaire. Lorsqu'elles atteignent leur luminosité maximale, les supernovae deviennent aussi lumineuses qu'une galaxie entière, brillant comme une dizaine de milliards d'étoiles pendant quelques jours. La figure 4 provient des observations effectuées en 1994 par le télescope spatial Hubble (HST) de l'explosion d'une supernova dans une galaxie lointaine. La supernova, visible en bas à gauche, a une luminosité comparable à sa galaxie hôte.
figure 4
Image de la supernovae 1994D et de sa galaxie hôte, observée par le télescope spatial Hubble en 1994. Ó HST/STScI
Du fait de leur extrême brillance, les SNIa sont visibles jusqu'à des distances cosmologiques, c'est-à-dire plusieurs milliards d'années-lumière. En outre, leur luminosité intrinsèque au maximum est suffisamment uniforme pour qu'on puisse les considérer comme des chandelles standard. Cette uniformité s'explique par la masse de combustible nucléaire disponible, correspondant à la limite de Chandrasekhar à 1,4 .
Les SNIa peuvent donc être utilisées pour mesurer la distance en fonction du décalage vers le rouge z, jusqu'à des valeurs de z dépassant l'unité. La mesure de distance, appelée distance de luminosité , est obtenue en comparant la luminosité apparente de la supernova à sa luminosité intrinsèque. Les propriétés géométriques de l'univers peuvent être déterminées en analysant la courbe .
Les paramètres cosmologiques
Une dizaine de paramètres environ sont nécessaires pour caractériser notre univers dans le cadre du modèle standard cosmologique. L'évolution de l'univers dépend de la valeur de ces paramètres qui ne peuvent être obtenus qu'à partir des observations.
Parmi ceux-ci, la "constante" de Hubble et les paramètres de densité (Ω m, ΩΛ) tiennent une place à part. Ils déterminent en effet la géométrie de l'univers et la loi d'évolution du facteur d'échelle a( t) avec le temps cosmologique.
- La "constante" de Hubble est à la valeur actuelle du taux d'expansion .
- Le décalage vers le rouge z( t) appelé redshift en anglais correspond à la variation relative du facteur d'échelle, entre aujourd'hui et un moment t dans le passé : . z est souvent mesuré à l'aide du décalage en longueur d'onde de raies atomiques ou moléculaires ( z=Dl/l).
- Pour une valeur particulière de la densité totale de matière et d'énergie, appelée la densité critique , la géométrie de l'univers est euclidienne. Les paramètres de densité sont en général exprimés en unité de densité critique et sont notés .
- est la densité moyenne de matière aujourd'hui, qu'elle soit formée de matière ordinaire ou de particules exotiques massives.
- Si la constante cosmologique L était non-nulle, elle se manifesterait sous forme d'une force répulsive à grande échelle dans les équations d'évolution de l'univers. représente la densité d'énergie équivalente à celle de la constante cosmologique, rapportée à la densité critique. Dans le cadre de la mécanique quantique, l'état du vide peut avoir une énergie non nulle. L'énergie du vide aurait alors un comportement gravitationnel similaire à la constante cosmologique.
La figure 5 montre la variation de la distance de luminosité en fonction du décalage vers le rouge pour différentes valeurs de densité totale de matière et de densité associée à la constante cosmologique .
figure 5
Distance de luminosité en fonction du décalage vers le rouge pour trois jeux de paramètres de densité : ( = 1, = 0), ( = 0.3, = 0), ( = 0.3, = 0.7)
Plusieurs programmes de recherche et de mesure de supernovae lointaines ont été mis sur pied dans les dernières années, comme le relevé SNLS [5] auprès du télescope franco-canadien CFHT au Maunea Kea, à Hawaï, pour déterminer la variation de la distance de luminosité avec le décalage vers le rouge.
Les résultats récents publiés par différents groupes dans ce domaine, dont le SCP (Supenovae Cosmology Project) et le High Z Supernovae Team ont créé la surprise dans le milieu des cosmologistes en fournissant les premières indications en faveur d'une valeur non nulle pour la constante cosmologique.
La figure Erreur ! Source du renvoi introuvable. résume les contraintes obtenues à partir de l'observation des SNIa lointaines dans le plan (Ωm, ΩΛ) [4].
figure 6
Contraintes dans le plan (Ωm, ΩΛ) obtenues à partir des observations des supernovae lointaines [4].
Les anisotropies du fond diffus cosmologique
Nous avons vu dans la section Erreur ! Source du renvoi introuvable. que le fond diffus micro-ondes est un rayonnement thermique, vestige du passé chaud de l'univers, émis à un moment de l'histoire de l'univers caractérisé par un décalage vers le rouge z~1100. Ce rayonnement est remarquablement isotrope et présente le spectre d'un corps noir à une température de 2,725K, au moins lorsqu'on l'étudie en dehors des sources brillantes du ciel et de la Galaxie en particulier. Ces caractéristiques sont à la base de l'interprétation attribuant une origine cosmologique à ce rayonnement.
Or, l'univers bien qu'homogène et isotrope dans son ensemble, est de plus en plus structuré lorsqu'on l'observe à des échelles de plus en plus fines. De nombreuses galaxies, semblables à la Voie Lactée, formées d'étoiles et de nuages de gaz existent dans l'univers. Ces galaxies sont regroupées en structures de très grande taille, appelées amas, eux-mêmes rassemblés en superamas. Ces structures se seraient formées suite à l'effondrement gravitationnel d'infimes inhomogénéités de densité de matière, présentes dès les premiers instants de l'expansion. Dans le cadre du modèle cosmologique standard, l'origine de ces inhomogénéités de densité est attribuée aux fluctuations quantiques d'un champ qui serait responsable d'une première phase d'expansion accélérée de l'univers, appelée période d'inflation.
On s'attend à retrouver la trace de ces fluctuations de densité dans le rayonnement du fond cosmologique, sous forme d'anisotropies de température, c'est-à-dire de petites variations d'intensité du rayonnement en fonction de la direction d'observation. Après 25 années de tentatives infructueuses, c'est finalement en 1992 que l'instrument DMR (Differential Microwave Radiometers), embarqué à bord du satellite COBE, a pu mesurer ces anisotropies, correspondant à des variations de quelques dizaines de microkelvins () en fonction de la direction d'observation.
Le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), lancé par la NASA en juillet 2001, a fourni au début 2003 une cartographie complète du fond micro-ondes et une mesure précise du spectre des anisotropies jusqu'à des échelles angulaires de 15' d'arc.
La figure Erreur ! Source du renvoi introuvable. montre l'évolution de notre connaissance du ciel micro-ondes depuis sa découverte par Penzias et Wilson, et l'apport des satellites COBE [6] et WMAP [7].
figure 7
Evolution de la connaissance du ciel micro-ondes, depuis sa découverte en 1965, jusqu'aux mesures de WMAP en 2003, en passant par celles du satellite COBE en 1992
Les anisotropies du fond diffus sont une mine d'informations pour l'étude des modèles cosmologiques. Des variations de température sont visibles à toutes les échelles angulaires sur la carte de température du fond diffus (figure Erreur ! Source du renvoi introuvable.). Le spectre angulaire de ces anisotropies ( C( l)) permet de caractériser statistiquement l'amplitude des variations de température en fonction de l'échelle angulaire. Ce spectre présente une succession de pics et de creux, à des échelles angulaires inférieures au degré, caractéristique des oscillations acoustiques du plasma formé par les protons, les électrons et les photons avant la formation des atomes neutres et du découplage des photons.
L'analyse fine de ce spectre permet entre autres une détermination précise de la presque totalité des paramètres cosmologiques. La figure 8 représente le spectre des anisotropies de température mesuré par WMAP [5]. Fin 2002, quelques mois avant WMAP, la collaboration Archeops [8] , qui utilisait un instrument bolométrique embarqué à bord d'un ballon stratosphérique, publiait ses résultats obtenus à partir d'une large couverture du ciel, fournissant ainsi les premières mesures homogènes dans le domaine des échelles angulaires intermédiaires, de un à dix degrés. Le spectre des fluctuations mesuré par Archeops est représenté sur la figure 9 [6].
figure 8
Spectre de puissance mesuré par WMAP [5]
figure 9
Spectre de puissance mesuré par Archeops [6]
L'interprétation des observations décrites ici, celles du fond diffus et des supernovae lointaines, complétées par les mesures du paramètre de Hubble et d'autres observations cosmologiques provenant des grands relevés de galaxies par exemple, confirme de manière spectaculaire le modèle du Big Bang. Elles indiquent en outre que la densité totale de matière et d'énergie dans l'univers est proche de la densité critique, correspondant à un univers plat, de géométrie euclidienne.
La matière ordinaire (baryonique) ne représenterait que 4 % environ de la densité totale d'énergie, plus des deux tiers de la densité (~ 70 %) étant sous une forme mystérieuse d'énergie qui se comporte comme une constante cosmologique. Celle-ci agit comme une force gravitationnelle répulsive et serait à l'origine de l'accélération de l'expansion. Le quart restant (~ 25 %) serait composé d'une forme encore inconnue de matière, appelée matière noire froide. Les neutrinos et les photons, bien que très nombreux, ne représentent plus aujourd'hui qu'une toute petite fraction de la densité moyenne totale de l'Univers.
Malgré les grandes avancées dans la compréhension de l'Univers, de nombreuses questions sont encore sans réponse. Parmi celles-ci, élucider la nature de la matière sombre, notamment celle qui entoure notre Galaxie, déterminer les propriétés de l'énergie noire et en comprendre l'origine constituent certainement les grands défis de la cosmologie dans les années à venir.
Références
[1] James Rich, Fundamentals of Cosmology, Springer-Verlag (2001)
[2] Coll. EROS, Astronomy & Astrophyics, 400, 951-956 (2003)
[3] A.Eckart & R. Genzel, Nature 383, 415 (2002)
[4] A.G. Riess et al, The Astrophysical Journal, Volume 613, 189-199 (2004)
[5] D.N. Spergel et al, Astrophysical Journal, Supp. Series, 148, 175-194 (2003)
[6] Coll. Archeops, Astronomy & Astrophyics, 399, L19-L23 (2003)
[1] Pour une présentation détaillée du modèle cosmologique, on peut consulter par exemple l'ouvrage cité en [1].
[2]Expérience pour Détecter les WIMPs En Site Souterrain - http ://edelweiss.in2p3.fr
[3]MACHO : Massive Compact Halo Object
[4]EROS : Expérience de Recherche d'Objets Sombres - http ://eros.in2p3.fr
[5]SNLS SuperNovae Legacy Survey - http ://cfht.hawaii.edu/SNLS/
[6]COBE : Cosmic Background Explorer - http ://lambda.gsfc.nasa.gov/
[7]WMAP : Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - http ://lambda.gsfc.nasa.gov/
[8]Archeops : http ://www.archeops.org

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Notre Univers est composé de nombreuses galaxies, dont notre galaxie la Voie Lactée. Mais qu’est-ce qu’une galaxie ? Toutes les galaxies se ressemblent-elles ?  Comment les étudier et les décrire ? Quels sont les enjeux de la recherche sur ces objets spatiaux ? Lumière sur les galaxies.

QU’EST-CE QU’UNE GALAXIE ?

Dans le passé, l’Homme n’a observé que des « tâches floues », des nébuleuses de lumière dans lesquelles les premiers télescopes ne permettaient pas de distinguer individuellement les étoiles. Au fil du temps, les outils d’observation se sont améliorés. Ce n’est finalement que dans les années 1920 que les galaxies ont été décrites comme des systèmes constitués de milliards d’étoiles, de gaz et de poussières interstellaires. Les astrophysiciens ont aussi pu mettre en évidence un déplacement des galaxies et un mouvement de rotation de celles-ci sur elles-mêmes. Ce mouvement suggère que quelque chose d’autre, de très massif, compose également les galaxies. Cette matière invisible - car n’émettant pas d’elle-même de la lumière - , se manifeste seulement par la force gravitationnelle qu’elle exerce sur les étoiles dans une galaxie. Elle est dénommée par les astrophysiciens  « matière noire ».
A l’échelle de l’Univers, on peut assimiler une galaxie à un objet spatial unique, certes gigantesque et extrêmement massif, mais dont tous les éléments forment un ensemble cohérent, liés entre eux par la gravitation.


LES GALAXIES SONT-ELLES TOUTES SEMBLABLES ?
Dans l’Univers, il existe des centaines de milliards de galaxies qui se différencient par leur composition, leur âge, leur couleur, leur forme, leur activité et leur évolution.

Quel est le moteur de l’évolution
des galaxies ?
Les galaxies créent en leur sein de nombreuses étoiles et une même galaxie peut contenir plusieurs générations d’étoiles. Lorsqu’une galaxie produit beaucoup d’étoiles de manière simultanée, elle génère une « flambée de formation d’étoiles ». Les astrophysiciens considèrent que l’évolution des galaxies est liée à leur capacité à fabriquer des étoiles. Lorsqu’elle ne produit plus d’étoiles, une galaxie meurt. Mais cela ne signifie pas qu’elle se désintègre ou que toutes les étoiles s’y éteignent, certaines continueront à « vivre » pendant des dizaines de milliards d’années.

Comment évolue la composition
des galaxies ?
La composition des galaxies n’est pas immuable. Aujourd’hui, si 10%  de la masse d’une galaxie est composée de gaz, celui-ci représentait la moitié de sa masse il y a 9 milliards d’années. Cela signifie que quand l’Univers était plus jeune, il y avait une autre organisation des étoiles et des nuages de gaz interstellaire au sein des galaxies. De même, les poussières stellaires ne se sont formées qu’au fil de l’existence de l’Univers.

    
Quelles sont les grandes familles
de galaxies ?
Les galaxies spirales (l’essentiel des galaxies) contiennent de 10 à 100 milliards d’étoiles et produisent de 1 à 1 000 étoiles/an. Ces galaxies sont souvent constituées de bras qui s’enroulent sous forme de spirale en raison d’ondes de densité, des accumulations de matière liées à la rotation de la galaxie. Les galaxies elliptiques et irrégulières ont, quant à elles, un mouvement de rotation sur elles-mêmes moins prononcé. Les galaxies elliptiques (environ 20 % des galaxies de notre Univers) contiennent de 10 millions à 1 000 milliards d’étoiles. Celles-ci sont souvent très âgées au contraire des galaxies dites « irrégulières » (très peu nombreuses) qui abritent de 100 millions à 10 milliards d’étoiles, essentiellement très jeunes. Lorsque la masse d’une galaxie dépasse 10 milliards de fois celle du Soleil, on parle alors de galaxie massive et la plupart des chercheurs pensent qu’elles possèdent également un trou noir supermassif en leur centre.

LA COLLISION DES GALAXIES, 
UN BILLARD SPATIAL ?


Une galaxie se déplace dans l’espace et peut entrer en collision avec une autre galaxie, menant à une modification importante de leur forme. C’est essentiellement la gravité qui fait interagir ces corps stellaires. Mais une collision de galaxies ne signifie pas un choc violent d’une étoile contre une autre étoile car l’espace est très important entre les étoiles et ces collisions sont très rares. Seuls les nuages de gaz peuvent s’entrechoquer car ils sont beaucoup plus diffus. Le gaz va alors se comprimer et s’échauffer puis se refroidir, pouvant créer au passage de nouvelles étoiles.

Deux galaxies différentes peuvent aussi fusionner, menant à une réorganisation de la matière à l’intérieur d’un nouvel ensemble unique : les étoiles vont réorganiser leurs orbites et des étoiles peuvent même être éjectées en dehors de la galaxie fusionnée. La forme d’une galaxie, telle une cicatrice pour un humain, peut donc nous renseigner sur les événements ayant eu lieu dans sa vie.


ET LA VOIE LACTÉE ?
Contrairement à ce que l’on pourrait penser, la Voie Lactée, notre galaxie, qui nous entoure et dans laquelle le système solaire évolue, est assurément la plus connue mais également l’une des plus difficiles à observer et à étudier à l’échelle globale. Alors que l’on observe facilement les systèmes stellaires voisins, il est difficile de déterminer la couleur ou encore la masse totale des étoiles qui composent la Voie Lactée comme on le fait pour les autres galaxies. On ne peut en effet en sortir physiquement, pour en prendre une photographie d’ensemble. C’est pourquoi nous devons nous contenter d’observer la Voie Lactée depuis notre planète en émettant des hypothèses sur son évolution et son histoire. En réalisant un panorama du ciel qui nous entoure, on constate que la distribution des étoiles est aplatie et concentrée le long d’une bande laiteuse qui a donné le nom de la Voie lactée : cela signifie que nous ne sommes pas au centre de notre galaxie. Puis, en considérant le nombre d’étoiles dans toutes les directions, leur distance par rapport à notre système solaire, et en comparant ces observations à d’autres galaxies proches aux compositions et morphologies similaires, il est possible de reconstituer la forme et les bras de la Voie Lactée.


On a ainsi pu établir que notre Voie Lactée est une galaxie spirale de taille moyenne dont le disque fin comprend des bras spiraux, un bulbe, et un halo diffus d’étoiles et d’amas globulaires.  D’un diamètre d’environ 100 000 années lumières et relativement âgée, elle contiendrait environ 200 milliards d’étoiles et ne créerait seulement qu’une étoile par an. Sa masse (hors celle de la matière noire) est composée à 90 % d’étoiles, environ 10 % de gaz et 0,1 % d’autres corps (poussières, astéroïdes et planètes comme la Terre) et enfin à 0,1 % correspondant à son trou noir central. Celui-ci est 4 milliards de fois plus massif que le Soleil et nommé Sagittarius A*. Enfin, l’observation du bras d’étoiles Sagittaire nous apprend que la Voie Lactée est en partie le résultat de fusions avec plusieurs petites galaxies. Les modèles astronomiques prévoient également que notre galaxie fusionnera dans quelques milliards d’années avec la galaxie d’Andromède.


COMMENT OBSERVER ET CONSTRUIRE UNE IMAGE DE GALAXIE ?

Avec des techniques de spectroscopie, il est possible d’observer en lumière visible les étoiles et le gaz. En lumière infrarouge, ce sont les poussières interstellaires, provenant essentiellement des résidus d’étoiles mortes, que l’on peut voir par effet de contraste. Cela permet d’étudier l’évolution des galaxies. Plus les galaxies sont lointaines, plus elles sont difficiles à observer précisément.
En programmant un télescope de manière à prendre un cliché avec une très longue exposition à la lumière, on peut aussi voir plus d’étoiles et des petites galaxies moins lumineuses autour d’autres galaxies.
Cela peut paraître contre-intuitif mais plus une galaxie nous apparaît bleue, plus elle est chaude et lumineuse car constituée majoritairement d’étoiles jeunes. Et au contraire, les galaxies qui tendent le plus vers le rouge sont en moyenne composées d’étoiles âgées. En plus de l’âge des étoiles qui les composent, deux autres facteurs vont influer sur la couleur des galaxies: la quantité de poussières (plus il y en a, plus elles tendront vers le rouge) et l’expansion de l’Univers (qui crée un décalage des longueurs d’onde vers le rouge).

LES ENJEUX DE LA RECHERCHE AUJOURD’HUI ET DEMAIN

Observer des galaxies de plus en plus distantes permet de voir directement le passé car la lumière qu’elles nous envoient a mis des milliards d’années pour nous atteindre. Les astrophysiciens essayent de trouver les galaxies les plus anciennes afin de comprendre à quelle époque de l’histoire de l’Univers celles-ci se sont formées, si elles sont générées à partir d’un trou noir, comment elles ont évolué au cours du temps, comment elles continuent de former de nouvelles étoiles, etc. Etudier la distribution des galaxies dans le tissu cosmique permet aussi d’en apprendre plus sur l’expansion et la géométrie, courbée ou non, de l’Univers.
Cependant, il subsiste encore des débats sur certaines questions concernant les galaxies et notre Voie Lactée. Par exemple, toute la communauté scientifique est d’accord pour dire que la Voie Lactée est constituée d’un disque mais ne s’accorde pas encore sur son épaisseur. Un autre débat : pourquoi les galaxies ont-elles atteint leur pic d’activité en termes de formation d’étoiles il y a environ 9 milliards d’années ? De même, les chercheurs n’ont toujours pas réussi à trouver les étoiles dites de « première génération. » La communauté scientifique cherche aussi à comprendre quel est le rôle des trous noirs dans la dynamique de l’évolution des galaxies.

De nouveaux télescopes, tels que l’E-ELT (télescope géant européen) au sol et le JWST (James Webb Space Telescope) dans l’espace, et des missions spatiales comme la mission Euclid, consacrée à l’étude de l’énergie noire, sont actuellement développés afin de répondre à ces questions. Ils collecteront des données précises sur toutes les longueurs d’onde possibles émises par les galaxies et permettront de découvrir des galaxies plus petites tout en observant avec beaucoup plus de détails celles déjà connues. Ainsi, très récemment, le CEA a dirigé une collaboration internationale qui a détecté le plus lointain amas de galaxies jamais découvert dans l’Univers.

L’observation de cet amas, dont l’instantané a été pris lorsque l’Univers n’avait « que » 2,5 milliards d’années révèle plusieurs galaxies en pleines « flambées d’étoiles. »

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L'ESSENTIEL SUR...
Les planètes

Publié le 19 avril 2017

 Notre système solaire comporte 8 planètes et notre galaxie vraisemblablement des milliards. Les planètes sont des boules de matière et de gaz qui gravitent autour d’une étoile. Elles sont classées en différentes familles. Les plus brillantes ont été observées depuis toujours par l’Homme. Les scientifiques cherchent à observer des planètes toujours plus lointaines et peut être habitables.

QU’EST-CE QU’UNE PLANÈTE ?
Une planète est un corps céleste de forme sphérique qui tourne autour d’une étoile (appelée étoile hôte) sans rencontrer d’autres corps sur son orbite.


COMMENT SE FORMENT LES PLANÈTES ?
Les planètes se créent à partir de poussières et de gaz présents autour d’une étoile dans ce que l’on appelle le disque d’accrétion « proto-planétaire ».  Les particules de poussière de ce disque s’agglomèrent progressivement sous l’effet des forces électrostatiques. Ce sont ces mêmes forces qui rassemblent les poussières en « moutons » dans nos maisons. Plus tard, la force de gravité prend le relais pour agglomérer les éléments plus massifs (de plusieurs centaines de mètres de diamètre). Un corps solide devient une planète lorsqu’il atteint une masse critique qui lui confère une forme sphérique.

Si la masse de la planète dépasse environ 10 fois la masse de la Terre,  les gaz à proximité vont progressivement être attirés vers la planète créant ainsi une planète géante.


HISTOIRE DE LA DÉCOUVERTE
DES PLANÈTES

Depuis toujours l’Homme s’est intéressé à la voûte céleste. Il distingue d’abord les planètes les plus brillantes des étoiles. Cette différenciation s'est faite rapidement car les planètes ont un mouvement périodique très régulier dans le ciel, tandis que les étoiles restent fixes. De plus, leur apparence diffère des comètes (petits objets célestes constitués de roches et de glaces) qui présentent une queue caractéristique lorsqu'elles s'approchent du soleil.

Parmi les astres les plus brillants du ciel la nuit se trouvent 5 planètes de notre système solaire visibles à l’œil nu : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne.

Certaines planètes de notre système solaire sont restées inconnues plus longtemps car invisibles à l’œil nu. En 1781, William Herschel, un astronome britannique, découvre Uranus à l’aide d’un télescope très performant de son invention. En 1846, c’est Neptune qui est découverte par l’équipe d’Urbain Le Verrier, astronome et mathématicien français, suite à des calculs pour déterminer la position de l’astre par rapport à Uranus.

Il faut attendre Michel Mayor et Didier Queloz, deux astrophysiciens suisses, pour la découverte, en 1995 à l’Observatoire de Haute-Provence, de la première exoplanète (planète en dehors du système solaire) qu’ils appelleront 51 Peg b (ou Dimidium) du système de l’étoile 51 Peg (ou Helevetios).


LES DIFFÉRENTS TYPES DE PLANÈTES
Selon leurs caractéristiques, les scientifiques ont établi deux grandes familles de planètes :

Les planètes telluriques
Ces planètes, dont la surface est solide, sont constituées principalement de roches et de métaux.

Dans le système solaire, ce sont, par ordre de taille et de masse, Mercure, Mars, Vénus et la Terre.

Les planètes gazeuses
Ces planètes sont constituées d’une proportion importante de gaz et contiendraient (selon certaines théories) un cœur solide de roches et de glaces autour duquel le gaz est maintenu.

On parle de planètes géantes car leur diamètre est très grand. Par exemple, dans le système solaire, leur diamètre va d’environ 49 500 km pour Neptune jusqu’à environ 143 000 km pour Jupiter soit un diamètre 9,4 fois plus important que la Terre. Dans notre système solaire, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont des planètes géantes.



ON DISTINGUE AUSSI

*         Les planètes avec satellites
Lorsqu’un corps céleste est en orbite autour d’une planète, il est alors nommé satellite. La Terre possède un satellite : la Lune.  D’autres planètes comme Jupiter ou Saturne en possèdent plus de cinquante chacune.

*         Les planètes à anneaux
Les anneaux sont composés de grains de glace (de 1mm à 10 mètres de diamètre) qui entourent certaines planètes. Ils sont le résultat de l'équilibre entre la force de gravité des grains qui s’attirent et la force de marées de la planète qui va les empêcher de se rassembler pour former, par exemple, des satellites.


Quelle est la différence entre une étoile et une planète ?
Contrairement aux planètes, les étoiles produisent de la lumière car ce sont d’énormes boules de gaz brulantes (composées essentiellement d’hydrogène et d’hélium). Elles sont également beaucoup plus grosses et massives que les planètes qui tournent autour d’elles. Par exemple le Soleil a une masse de 332 946 fois la Terre.


COMMENT DÉTECTE-T-ON LES PLANÈTES ?
Pour détecter les planètes, les chercheurs peuvent utiliser plusieurs méthodes en fonction de la distance qui les sépare de l’objet céleste.

Les planètes du système solaire sont visibles à l’œil nu ou à l’aide de télescopes la nuit grâce au reflet de la lumière du Soleil sur leur surface.

Pour les exoplanètes, la méthode de détection est différente car elles se situent à plusieurs années lumières. Comme des détectives, les scientifiques vont alors rechercher des empreintes révélant l’existence d’exoplanètes en analysant la lumière des étoiles. Il existe deux moyens principaux :

*         Par l’observation de la vitesse radiale, c’est-à-dire en observant les variations de vitesse de l’étoile dans la direction de l’observateur. Lorsqu’une planète tourne autour d’une étoile, celle-ci fait varier la vitesse de son étoile hôte. En regardant les variations de vitesse de l’étoile, il est alors possible de calculer la masse de la planète qui gravite autour mais aussi de connaître la période de révolution de la planète.

*         Par l’observation des variations du flux lumineux de l’étoile au cours de l’orbite de la planète (méthode des transits ). En effet, lorsque la planète passe devant l’étoile, un phénomène d’éclipse partielle se produit. Elle masque une partie de l’étoile et le flux lumineux diminue en proportion du rayon de la planète que l’on peut donc calculer.

Ces deux méthodes nécessitent de bien connaître la masse et le rayon de l’étoile.


COMMENT DÉTERMINE-T-ON LES CARACTÉRISTIQUES DES PLANÈTES OBSERVÉES ?
Pour mieux connaître les propriétés des planètes détectées (masse, rayon, …), il existe différentes méthodes.

Pour les planètes du système solaire, les scientifiques envoient des sondes qui font des mesures et des images toujours plus précises et qui, dans certains cas, récoltent des échantillons.

Pour les exoplanètes, la combinaison de la méthode des vitesses radiales et de la méthode des transits permet de déterminer la densité moyenne des planètes puisque l’on connaît simultanément leur masse et leur rayon. Par ailleurs, en utilisant la spectroscopie, on peut connaître la composition chimique de leur atmosphère.

Ces caractérisations permettent de mieux comprendre les phénomènes physiques sur ces planètes mais aussi de définir si la vie peut s’y développer.


DANS QUELLES CONDITIONS LA VIE SUR UNE AUTRE PLANÈTE EST-ELLE POSSIBLE ?

La première condition pour que la vie, telle que nous la connaissons puisse se développer à la surface d’une planète tellurique est que celle-ci soit dans la « zone d’habitabilité » de son étoile, autrement dit à une distance permettant l’existence permanente d’eau à l’état liquide. Par exemple, les températures sur Mercure qui oscillent entre -180 et 450 degrés rendent probablement impossible toute forme de vie. De plus, la présence de roches favorise les réactions chimiques nécessaires au développement de la vie.

La capacité à retenir une atmosphère est aussi cruciale, puisqu’elle va permettre de protéger la planète de certains agents dangereux pour la vie (tels que certains rayonnements en provenance de l’étoile par exemple) tout en conservant une certaine chaleur. A noter cependant qu’une atmosphère avec une trop grande quantité de CO2 surchaufferait la planète.

La génération par la planète d’un champ magnétique, comme dans le cas de la Terre, est un autre élément essentiel. Ce dernier permet en effet, du fait de la magnétosphère, de protéger la planète des particules énergétiques en provenance de l’étoile et de l’Univers.

Enfin, les interactions de marées avec une Lune pourront favoriser l’apparition de la vie dans le cas où elles permettront de stabiliser l’axe de rotation de la planète.

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Nucléosynthèse primordiale

Comment se sont formés les premiers noyaux ? L'étude des "fossiles nucléaires" a fourni les réponses.

Publié le 10 décembre 2015

LE CHAUDRON COSMIQUE
Les noyaux se forment dans les étoiles. Cette idée, que l’astrophysicien américain Fred Hoyle a développée dans les années 1950, rend compte de façon satisfaisante des proportions relatives d’un grand nombre de noyaux, mais pas de tous.
Si l’Univers a toujours été en expansion, il a forcément émergé d’une période pendant laquelle il était très dense et très chaud : l’observation du « fond diffus cosmologique », trace de la lumière émise au moment où sont apparus les premiers atomes d’hydrogène neutre, montre qu’il est passé par une phase où la température était de l’ordre de trois mille degrés. L’analyse de la répartition des noyaux légers (hydrogène, hélium et lithium notamment) prouve qu’il y a eu un état antérieur, où la température était supérieure à dix milliards de degrés.
C’est alors que s’est jouée une grande partie du destin de la matière.


LES NOYAUX FOSSILES
Trois noyaux résistent au modèle de la nucléosynthèse stellaire ; ce sont de véritables "fossiles nucléaires", témoins des premiers instants de l'Univers.
Le premier est le deutérium (D), aussi nommé « hydrogène lourd ». Son noyau est constitué d’un proton et d’un neutron. On en dénombre un pour cent mille atomes d’hydrogène. Le deutérium est le plus fragile des noyaux, il ne résiste pas à la fournaise stellaire. Dans les étoiles, il réagit dès que la température dépasse un million de degrés. D’où peut bien venir le deutérium encore observable ?
 

Le second fossile se nomme hélium 4 (4He). Les étoiles en fabriquent couramment à partir de quatre noyaux d’hydrogène. Mais pas assez : l’activité cumulée de toutes les étoiles ne suffit pas à rendre compte de sa grande proportion relative, qui est d’un atome d’hélium pour dix atomes d’hydrogène. Dans un certain nombre d’étoiles, on a mesuré la proportion d’hélium et de trois éléments lourds (carbone, azote et oxygène, noyaux qui ont été choisis car ce sont de purs produits de la nucléosynthèse stellaire). On a constaté que les étoiles qui ont le plus d’éléments lourds sont aussi celles qui ont le plus d’hélium.
Mais les étoiles les plus pauvres en éléments lourds en contiennent néanmoins une bonne quantité : aucune qui ait moins de sept noyaux d’hélium pour cent atomes d’hydrogène. Une interprétation s’impose : à leur naissance, les étoiles et les galaxies contiennent déjà 7 % d’hélium. D’où provient cet hélium primordial ? Enfin, le troisième fossile nucléaire est le lithium 7 (7Li). La proportion de lithium a été mesurée dans de nombreuses étoiles de notre galaxie. Quoique faible, elle est quasiment la même dans les étoiles les plus vieilles et elle augmente dans les plus jeunes. Cette remontée indique donc que les étoiles fabriquent du lithium, mais la présence de ce noyau en quantité constante dans les plus anciennes d’entre elles indique qu’il y eut, comme pour l’hélium, une contribution préalable à celle des étoiles.
D’où viennent le deutérium, l’hélium et le lithium ? L’étude de ces fossiles nucléaires a permis d’élaborer un scénario raisonnable selon lequel l’Univers a connu une température supérieure à dix milliards de degrés.

LA NUCLÉOSYNTHÈSE PRIMORDIALE
À dix milliards de degrés, l’agitation thermique est telle que l’interaction nucléaire forte est incapable d’assurer la stabilité des noyaux, qui se décomposent alors en protons et en neutrons. Le fluide cosmique est constitué d’un mélange de ces nucléons, au milieu desquels foisonnent électrons, photons et neutrinos. Les neutrinos jouent un rôle important : absorbés et émis sans cesse par les nucléons, ils transforment les protons en neutrons et vice versa. Ces réactions maintiennent un équilibre entre les nombres de neutrons et de protons dont le rapport dépend de la température.
L’expansion aidant, la température décroît, et vient un moment où les neutrinos ne peuvent plus interagir avec les nucléons, ce qui rompt l’équilibre qui prévalait jusqu’alors. Le neutron libre est une particule instable qui, en un peu moins d’un quart d’heure, se désintègre en un proton, un électron et un neutrino. Sa seule voie de conservation est son assemblage avec un proton pour former un noyau de deutérium. Or il faut de la chaleur pour engendrer le deutérium et, après fabrication, il faut le refroidir pour le conserver. L’expansion se charge de ces deux opérations : le deutérium est produit quand la température est voisine d’un milliard de degrés, et il est sauvé de la destruction prématurée par le refroidissement dû à l’expansion.
Pendant leur période de formation, les noyaux de deutérium peuvent aussi se joindre à d’autres nucléons pour engendrer successivement des noyaux d’hélium 3, d’hélium 4 et, en proportion moindre, de lithium 7.
Le refroidissement de l’Univers sous la température minimale de fusion met fin à cette activité nucléaire primordiale, qui n’a eu que trois minutes pour se réaliser ! Quand la température est trop basse, la composition de l’Univers est figée : on retrouve le deutérium dans l’espace interstellaire, l’hélium 4 primordial s’observe dans les étoiles et les galaxies anciennes et le lithium 7 à la surface des plus vieilles étoiles. Finalement, la nucléosynthèse primordiale n’a guère pu fabriquer que des éléments légers.
Ce sont les étoiles, plus froides que le milieu primordial de l’Univers, mais disposant de densités élevées et, surtout, de beaucoup plus de temps, qui synthétisent les éléments plus lourds.

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