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2° partie - Université inter âges

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Du système solaire à l’Univers
Vincent LUSSET
Université inter âges du nord parisien
2015-2016
Du système solaire à l’Univers
I – Observations astronomiques : une grande variété de motivations
II – L’observation des planètes et la Révolution Copernicienne
III – L’observation des étoiles : évolutions techniques et découvertes
IV – Le système solaire et l’Univers : bilan et perspectives
Du système solaire à l’Univers
I – Observations astronomiques : une grande variété de motivations
II – L’observation des planètes et la Révolution Copernicienne
III – L’observation des étoiles : évolutions techniques et découvertes
IV – Le système solaire et l’Univers : bilan et perspectives
Du système solaire à l’Univers
III – L’observation des étoiles : évolutions techniques et découvertes
III.1) L’astronomie jusqu’à la Renaissance : mesure et calcul de positions
III.2) L’astronomie à l’âge industriel : observations et classification des étoiles
III.3) Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Du système solaire à l’Univers
III – L’observation des étoiles : évolutions techniques et découvertes
III.1) L’astronomie jusqu’à la Renaissance : mesure et calcul de positions
III.2) L’astronomie à l’âge industriel : observations et classification des étoiles
III.3) Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
L’astronomie jusqu’à la Renaissance :
mesure et calcul de positions
La figure d’un astronome l’œil rivé à sa lunette astronomique (ou son télescope) ne
correspond à la réalité que sur des périodes relativement brèves
Jusqu’à la fin du XVIIIème siècle, l’astronomie
s’est contentée de faire des « visées », des
relevés de positions et d’ écarts angulaires
L’observation des étoiles servait de toile de
fond fixe au mouvement des planètes ou de la
Lune, pour l’astrologie ou plus tard d’autres
problèmes comme la mesure de la longitude
Nicolaus Kratzer par Holbein le Jeune (1528)
L’astronomie jusqu’à la Renaissance :
mesure et calcul de positions
● Grèce : vers -130, Hipparque établit à l’aide de son invention,
l’astrolabe, un catalogue d’étoiles qui fera référence et sera repris
par Ptolémée dans l’Almageste
évolution du pôle
nord céleste
Hipparque découvre également la précession des équinoxes : l’axe de rotation de la
Terre tourne lentement au cours du temps, il fait un tour en 26 000 ans
L’astronomie jusqu’à la Renaissance :
mesure et calcul de positions
Il crée également une échelle de luminosité des étoiles, la magnitude
L’astronomie jusqu’à la Renaissance :
mesure et calcul de positions
● Renaissance : premières lunettes astronomiques réalisées par Galilée (1609) et
Kepler (1611), premier télescope construit par Newton (1666)
15 siècles après Hipparque, le premier grand
catalogue moderne d’étoiles est réalisé par
Flamsteed
Edmund Halley, qui fut l’assistant de
Newton, remarque que quelques étoiles ont
bougé → découverte du (très lent)
mouvement propre des étoiles
L’astronomie jusqu’à la Renaissance :
mesure et calcul de positions
● Huygens (fin XVIIème siècle) estime par comparaison des luminosités la distance de
Sirius (étoile la plus brillante du ciel) et trouve 27 000 fois la distance du Soleil
→ très grande distance, explication
de la non-observation de la parallaxe
stellaire , attendue comme une
preuve de l’héliocentrisme , jusqu’au
milieu du XIXème siècle
L’astronomie jusqu’à la Renaissance :
mesure et calcul de positions
● William Herschel (1738 - 1822) incarne la transition entre
l’astronomie observationnelle de la Renaissance et l’astronomie
scientifique de l’Ere Industrielle
L’observation des étoiles à l’aide de grandes lunettes astronomiques
était plus ou moins abandonnée
→ les petites lunettes n’étaient utilisées que pour observer la Lune, les
planètes, et pour résoudre les problèmes l’époque (longitude, mètre)
Il fabrique lui-même un grand nombre
de télescopes, qu’il pointe vers les
étoiles, observe systématiquement de
grands pans du ciel et analyse
rationnellement ses résultats
télescope de 48 pouces (122 cm) d’Herschel
L’astronomie jusqu’à la Renaissance :
mesure et calcul de positions
Principales découvertes d’Herschel :
Uranus (1781)
forme de la Voie Lactée (1785)
dérive globale des étoiles (1783)
… et nébuleuses (1786)
Du système solaire à l’Univers
III – L’observation des étoiles : évolutions techniques et découvertes
III.1) L’astronomie jusqu’à la Renaissance : mesure et calcul de positions
III.2) L’astronomie à l’âge industriel : observations et classification des étoiles
III.3) Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
L’astronomie à l’âge industriel :
observations et classification des étoiles
Fin du XVIIIème, évolutions technologiques importantes en mécanique, optique et chimie
1838 : première observation de la parallaxe stellaire par Bessel pour l’étoile 61 Cygni
61 Cygni est une étoile double, doté du mouvement apparent le plus rapide des étoiles
visibles à l’œil nu (une pleine Lune tous les 150 ans)
Bessel mesure une parallaxe de 0,31’’ = 1/6000ème de pleine Lune
→ il en déduit une distance de l’ordre de 11 années-lumière
NB : 1 année-lumière = distance parcourue par la lumière en 1 année ≈ 10 000 milliards de km
→ distance considérable! (distance Terre – Soleil = 8 minutes-lumière seulement)
L’astronomie à l’âge industriel :
observations et classification des étoiles
Les observations astronomiques, la classification des étoiles gagnent en popularité; les
nations, en particulier les jeunes nations (USA, Russie), se lancent dans une course au
gigantisme des lunettes astronomiques
lunette de 102 cm, 1893, Chicago
lunette de 91 cm, 1888, Californie
L’astronomie à l’âge industriel :
observations et classification des étoiles
A partir de 1850, les techniques de photographie puis de spectroscopie (décomposition de
la lumière) bouleversent l’astronomie et ouvrent la voie à l’astrophysique
O
B
A
F
G
K
M
exemples de spectres d’étoiles
→ classification en fonction de leur type
spectral, correspondant à leur température
et donc leur couleur :
classification luminosité –
températures des étoiles
(diagramme de
Hertzsprung-Russell)
En comparant la température et la luminosité des étoiles, on se rend compte que les étoiles
se regroupent en populations, qui correspondent à différentes phases de l’évolution stellaire
L’astronomie à l’âge industriel :
observations et classification des étoiles
Les nouvelles techniques d’observation et d’analyse permettent également de faire
apparaître de nombreux nouveaux objets là où on ne voyait que du noir :
magnitude 8
étoiles faibles
Cérès vu par la sonde Dawn en 2015
astéroïdes
L’astronomie à l’âge industriel :
observations et classification des étoiles
nébuleuses
(nuages de gaz)
reste de supernova
(nébuleuse du Crabe)
nébuleuse planétaire
(nébuleuse Hélix)
nébuleuse de poussières
(nébuleuse de la Tête de Cheval)
Du système solaire à l’Univers
III – L’observation des étoiles : évolutions techniques et découvertes
III.1) L’astronomie jusqu’à la Renaissance : mesure et calcul de positions
III.2) L’astronomie à l’âge industriel : observations et classification des étoiles
III.3) Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
L’Anglais
Le
télescope
William
est unParsons
instrument
entreprend
d’observation
en 1843qui
la utilise
construction
la réflexion
d’un télescope
de la lumière
de 1,8sur
m, des
qui
miroirs
va
resterplutôt
le plusque
grand
sa réfraction
du monde àjusqu’en
travers des
1908lentilles
Léviathan de Parsonstown (1845)
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Grâce à son instrument, Parsons observe entre autres que certaines nébuleuses semble avoir
une structure spiralée → première résolution d’étoiles dans des galaxies extérieures
M51 vu par Parsons en 1845
M51 (« Whirlpool Galaxy ») vue par le
télescope spatial Hubble en 2005
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
L’Américain Hale (1868 – 1938) trouve des financeurs pour fabriquer le télescope de 2,5 m
du Mont Wilson (1918) puis celui de 5 m du Mont Palomar (1949), qui succèdent au
1,8 m de Parsons comme plus grand télescope du monde jusqu’en 1975
2,5 m du Mont Wilson
5 m du Mont Palomar
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Edwin Hubble (1889 – 1953) travaille au Mont Wilson à partir
de 1919; il commence par classer les « nébuleuses » qui
semblent composées d’étoiles
Une question reste cependant
en suspens : à quelle distance
sont ces « nébuleuses »?
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Pour déterminer leur distance, il va utiliser des étoiles variables, les Céphéides, découvertes
par Henrietta Leavitt entre 1908 et 1912
Les Céphéides sont des étoiles géantes qui connaissent un mouvement de dilatation /
contraction selon un rythme très régulier. Ces changements de taille s’accompagnent de
variations de température, donc de luminosité
Bien que variables ces étoiles ont à peu près toutes la
même luminosité maximale
→ notion de « chandelle standard »
principe d’un chandelle standard
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Hubble, grâce au télescope du Mont Wilson, détecte des Céphéides dans des nébuleuses
spiralées M31 et M33 et estime leurs distances à 900 000 et 850 000 années-lumière
M31 ou la galaxie d’Andromède
Giordano Bruno
(1548 – brûlé en 1600)
→ fin du «Grand Débat» des années 1920 : les nébuleuses spirales sont des galaxies
extérieures à la Voie Lactée, qui n’est donc pas un « Univers-île » mais une galaxie
parmi d’autres
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Vesto Slipher observe à partir de 1912 un « décalage vers le rouge » (redshift) de la
lumière venant des galaxies lointaines, décalage interprété comme un effet Doppler dû à un
mouvement d’éloignement de ces galaxies
effetDoppler
Dopplerlumineux
sonore
effet
Ce décalage vers le rouge est d’autant plus important que la
vitesse d’éloignement est importante
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Hubble remarque en 1929, en comparant la distance des galaxies, mesurée grâce à des
chandelles standards, à leur vitesse d’éloignement, mesurée grâce au décalage vers le
rouge, que plus une galaxie est lointaine, plus elle s’éloigne vite…
diagramme de Hubble
Les télescopes et la vraie mesure de la taille de l’Univers
Deux interprétations possibles :
- nous occupons une place privilégiée (centre) dans l’Univers et toutes les galaxies
s’éloignent du centre, à une vitesse d’autant plus grande qu’elles sont loin (pourquoi?)
- l’Univers lui-même est en expansion, donc toutes les galaxies s’éloignent les unes des
autres, et ce d’autant plus qu’elles sont distantes
La proportionnalité entre vitesse
d’éloignement et distance est
connue sous le nom de loi de
Hubble : v  H 0  d
H0 est appelée constante de
Hubble ; sa valeur donne une
estimation de l’âge de l’Univers:
1
âge de l ' Univers 
H0
 âge  13, 7 milliards d 'années
Du système solaire à l’Univers
I – Observations astronomiques : une grande variété de motivations
II – L’observation des planètes et la Révolution Copernicienne
III – L’observation des étoiles : évolutions techniques et découvertes
IV – Le système solaire et l’Univers : bilan et perspectives
Du système solaire à l’Univers
IV – Le système solaire et l’Univers : bilan et perspectives
IV.1) Le système solaire : composition et limites
IV.2) Vie et mort des étoiles
IV.3) Les galaxies et l’Univers
Du système solaire à l’Univers
IV – Le système solaire et l’Univers : bilan et perspectives
IV.1) Le système solaire : composition et limites
IV.2) Vie et mort des étoiles
IV.3) Les galaxies et l’Univers
Le système solaire : composition et limites
● au centre, le Soleil, étoile « naine jaune » : diamètre : D  110 DT (1,4 million de km)
masse : M  330 000 M T
● autour, 8 planètes : 4 planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre, Mars) et 4 planètes
géantes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune)
Le système solaire : composition et limites
● seules Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne sont visibles à l’œil nu
● Uranus est formellement découverte en 1781 par Herschel
Mais dès 1788 les calculs de son orbite, tenant compte du Soleil et
des autres planètes, ne correspondent pas aux observations
Pendant 60 ans, divergence entre le modèle de Képler/Newton et
la trajectoire observée d’Uranus
Deux explications s’affrontent :
→ affaiblissement de la gravité à longue distance
→ présence d’une planète transuranienne non détectée
Les caractéristiques de l’hypothétique planète sont calculées par
le mathématicien français Urbain Le Verrier en 1846, et elle est
observée dans la foulée par le prussien Galle très près de la
prédiction de Le Verrier
● découverte de Neptune, seule planète à avoir été découverte
par un mathématicien
Le système solaire : composition et limites
Au-delà de Neptune :
Perturbations observées dans les orbites d’Uranus et Neptune (en
fait la masse de Neptune était mal estimée)
→ recherche d’une 9ème planète transneptunienne
● découverte de Pluton en 1930 l’astronome américain Tombaugh
En 2006 Pluton est ramenée au statut de planète naine
Pluton vue par la sonde
Pluton vue par Hubble
Une planète est un corps qui :
New Horizons en 2015
→ orbite autour du Soleil
→ est suffisamment massif pour être à « l’équilibre hydrostatique » (ie être rond)
→ a fait le ménage sur son orbite
Pluton est en fait, avec Charon, un système double
Mais aussi :
→ composition (roches et glace, sans noyau) plus
proche des comètes que des planètes telluriques
→ orbite très inclinée par rapport à l’écliptique
→ il y a d’autres corps similaires situés au-delà …
Le système solaire : composition et limites
● en 2003, découverte de Sedna,
au-delà de Pluton
● en 2005, découverte d’Eris, 3
fois plus loin du Soleil que
Pluton, mais plus gros et plus
massif
● dans la foulée, découverte de
Makémaké et Hauméa, ainsi
que d’autres corps, plus petits
→ il y en a probablement des
dizaines d’autres…
● sans oublier Cérès (dans la ceinture d’astéroïdes entre
Mars et Jupiter), planète de 1801 à 1850
→ après d’âpres discussions, création de la catégorie
planète naine; pour le moment, 5 planètes naines : Cérès,
Pluton, Hauméa, Makémaké et Eris
Le système solaire : composition et limites
Aux confins du système solaire :
● la ceinture de Kuiper, entre 30 et 55 unités astronomiques (distance Soleil – Terre)
→ dizaines de milliers de petits corps, astéroïdes, comètes de période courte (Haley)
Le système solaire : composition et limites
Aux confins du système solaire :
● le nuage d’Oort, de 55 à 100 000 – 150 000 u.a. ~ 1 à 2 années-lumière
→ milliards de comètes de période longue
Le système solaire : composition et limites
Il est possible de comparer les tailles des planètes entre elles et avec le Soleil :
Cependant les distances sont si grandes qu’elles sont impossibles à visualiser à
l’échelle ; le seul système que l’on puisse représenter est le système Terre-Lune :
Distances dans le Système solaire
Distances : visualisation du système solaire à l’échelle de Paris (distances / 1 milliard) :
Mars : myrtille
à 230 m du centre
Terre : raisin
à 150 m du centre
Vénus : raisin
à 108 m du centre
Mercure : petit pois
à 58 m du centre
Soleil : balle Ø1,4 m
Distances dans le Système solaire
Distances : visualisation du système solaire à l’échelle de Paris (distances / 1 milliard) :
Jupiter : pamplemousse
à 750 m du centre
Saturne: pamplemousse
à 1,5 km du centre
Uranus : orange
à 3 km du centre
Neptune : orange
à 4,5 km du centre
Les étoiles proches sont encore beaucoup plus loin : au moins 40 000 km à cette échelle
Le système solaire : composition et limites
● Quid de la Lune ?
→ la Lune est le satellite naturel de la Terre… vraiment?
2 définitions possibles d’un satellite naturel :
- le centre de masse du système planète – satellite est
à l’intérieur de la planète
- le satellite tourne autour de la planète
→ la Lune ne tourne pas autour de la Terre !
Le système solaire : composition et limites
orbites conjointes de la Terre et de la Lune autour du Soleil
→ dans le référentiel héliocentrique l’orbite de la Lune n’est jamais convexe; la Lune
tourne autour du Soleil
→ si on suit ces considérations, le système Terre – Lune est une planète double
Du système solaire à l’Univers
IV – Le système solaire et l’Univers : bilan et perspectives
IV.1) Le système solaire : composition et limites
IV.2) Vie et mort des étoiles
IV.3) Les galaxies et l’Univers
Vie et mort des étoiles
● Naissance :
- les étoiles se forment dans les nuages de gaz et de
poussières, qu’on appelle « pouponnières stellaires »
- la gravité provoque la contraction du gaz, qui
s’échauffe et forme une proto-étoile
- si la masse est suffisante, la contraction est telle que
la température atteint ~ 7-8 millions de degrés
- l’hydrogène, constituant principal de l’Univers, entre
en fusion thermonucléaire (pour donner de l’hélium)
et l’étoile se met à briller
Vie et mort des étoiles
Plus la masse du nuage de gaz initial est grande, plus rapide est l’allumage de l’étoile et
plus grosse, chaude et lumineuse est l’étoile formée
- en-dessous de 0,5 Mʘ :
naines rouges (75% des
étoiles dans les galaxies)
- entre 0,5 Mʘ et 2 Mʘ :
naines jaunes
- au-dessus de 2 Mʘ :
géantes bleues
Vie et mort des étoiles
● Vie :
- les étoiles qui brûlent leur hydrogène
forment les étoiles de la « séquence
principale »
- elles sont à l’équilibre entre la gravité qui
cherchent à les contracter et la chaleur des
réactions nucléaires qui tend à les dilater
- elles restent ainsi tant qu’elles ont
suffisamment d’hydrogène dans leur cœur
- cette durée dépend de leur masse initiale :
plus une étoile est massive, plus vite elle
brûle son hydrogène :
- les plus massives (géantes bleues) ne vont vivre ainsi que quelques millions d’années
- les plus petites (naines rouges) peuvent vivre des centaines de milliards d’années
Vie et mort des étoiles
● Fin de vie : tout comme sa durée de vie, le scénario de fin de vie d’une étoile dépend
fortement de sa masse initiale
- en-dessous de 0,25 Mʘ : ces étoiles
brûlent la majeure partie de leur
hydrogène en hélium, puis le processus
de fusion s’arrête. Elles se contractent et
se réchauffent jusqu’à ce que des
phénomènes quantiques stoppent leur
contraction; elles forment alors des
naines blanches
→ densité estimée : 1 cuillerée à café = 5000 tonnes
Vie et mort des étoiles
● Fin de vie : tout comme sa durée de vie, le scénario de fin de vie d’une étoile dépend
fortement de sa masse initiale
- entre 0,25 Mʘ et 8 Mʘ : la contraction
qui suit la fin de la fusion de l’hydrogène
finit par chauffer le cœur de l’étoile
jusqu’à 100 millions de degrés, ce qui
initie la fusion de l’hélium en carbone et
en oxygène
L’étoile rayonne alors beaucoup plus
d’énergie, ce qui repousse les couches
extérieures et fait gonfler l’étoile : elle
devient une géante rouge
Remarque : l’énergie produite se répartit sur une surface beaucoup plus grande : la
couche extérieure de l’étoile, visible, est plus froide qu’avant, d’où la couleur
Vie et mort des étoiles
Quand l’essentiel de l’hélium du cœur est consommé, le processus de fusion s’arrête.
L’étoile se contracte en se réchauffant et forme une naine blanche
Le réchauffement du cœur lors de la contraction est si fort que les couches extérieures
de l’étoile sont soufflées et forment une nébuleuse planétaire
nébuleuse de l’Hélice
nébuleuse de l’Anneau
nébuleuse de l’Œil de chat
Vie et mort des étoiles
● Fin de vie : tout comme sa durée de vie, le scénario de fin de vie d’une étoile dépend
fortement de sa masse initiale
- au-delà de 8 Mʘ : la contraction qui suit
la fin de la fusion de l’hélium finit par
chauffer le cœur de l’étoile…
…jusqu’à 600 millions de degrés, ce qui
initie la fusion du carbone en néon et
magnésium
…puis jusqu’à 1,5 milliard de degrés, ce
qui initie la fusion de l’oxygène en
silicium et souffre
… puis jusqu’à 3,5 milliards de degrés,
ce qui initie la fusion du silicium en fer
Vie et mort des étoiles
L’étoile rayonne alors encore beaucoup plus d’énergie que les géantes, elle gonfle
considérablement et devient une supergéante rouge
Bételegeuse (α Orionis), mise à la place du Soleil, engloberait jusqu’à Jupiter
Vie et mort des étoiles
Quand l’essentiel du silicium du cœur est consommé, le processus de fusion s’arrête
(le fer étant l’élément le plus stable, il n’entre pas en fusion)
Plus rien ne s’oppose à la gravité; le cœur de
l’étoile, extrêmement dense, s’effondre sous sa
propre gravité en une fraction de seconde et le
reste de l’étoile explose : c’est une supernova
Cassiopée A
Une supernova émet pendant quelques semaines
autant de lumière qu’une galaxie entière
Une supernova dans notre galaxie serait visible en
plein jour pendant des mois
nébuleuse du Crabe
Vie et mort des étoiles
Que devient le cœur? Il forme un astre compact
→ si l’étoile initiale faisait moins de 20 Mʘ, il finit en étoile à neutrons
(densité colossale : 1 cuillerée à café = 5 000 000 tonnes )
Vie et mort des étoiles
→ si l’étoile initiale faisait plus de 20 Mʘ, aucun processus même quantique ne peut
s’opposer à la gravitation et le cœur de l’étoile s’effondre pour former un trou noir,
une singularité de l’espace-temps, si massif que même la lumière ne peut s’en échapper
Du système solaire à l’Univers
IV – Le système solaire et l’Univers : bilan et perspectives
IV.1) Le système solaire : composition et limites
IV.2) Vie et mort des étoiles
IV.3) Les galaxies et l’Univers
Les galaxies et l’Univers
NGC 1300
Les galaxies et l’Univers
NGC 2207 & IC 2163
Les galaxies et l’Univers
M104 – galaxie du Sombrero
Les galaxies et l’Univers
La Voie Lactée
- galaxie spirale barrée, 400
milliards d’étoiles, 110 000
années-lumière de diamètre,
tourne sur elle-même en 250
millions d’années
vue d’artiste de la Voie Lactée
Les galaxies et l’Univers
Le Groupe Local
Voie Lactée + Andromède + galaxie du Triangle + ~40 galaxies naines satellites
diamètre : 10 millions d’années-lumière –1500 milliards d’étoiles
Les galaxies et l’Univers
Le superamas de la Vierge
~ 100 groupes de galaxies (diamètre : 110 millions d’années-lumière)
Les galaxies et l’Univers
L’ensemble des amas et superamas
forment l’Univers visible
le superamas Coma
le superamas de Persée
le superamas Abell 1689
Les galaxies et l’Univers
Histoire de l’Univers
● dès 1927, Georges Lemaître, chanoine belge qui avait étudié (et compris!) la théorie de la
Relativité Générale d’Einstein (1919), propose la théorie de « l’atome primitif »
● l’expansion de l’Univers a été découverte en 1929 par Hubble
Si l’Univers est en expansion, alors en remontant le temps, on doit trouver un temps où
toute la matière et toute l’énergie étaient concentrées en un seul point extrêmement chaud
● cette théorie rencontre
d’abord beaucoup de
scepticisme
En 1949, à la radio,
l’astronome anglais Fred
Hoyle cherche à la
discréditer en l’appelant
« Big Bang »…
…le nom est resté pour
cet instant d’il y a environ
13,7 milliards d’années
Les galaxies et l’Univers
Histoire de l’Univers
● en 1964, les radio-astronomes Penzias et Wilson
(PNP 1978) découvre par hasard le Fond Diffus
Cosmologique, empreinte du Big Bang et d’une
époque où l’Univers était si chaud que les atomes
n’existaient qu’à l’état de plasma
● en 1992, la mission spatiale
COBE détecte de minuscules
fluctuations dans l’uniformité de
ce fond : c’est l’empreinte des
premiers grumeaux de matière
→ premières galaxies
Le modèle du Big Bang s’affirme définitivement, sans cependant répondre à toutes les
questions sur l’histoire de l’Univers… ou sa composition
Les galaxies et l’Univers
Composition de l’Univers?
● en 1933, Fritz Zwicky observe que la
masse des amas de galaxies est beaucoup
plus importante que la somme des masses
des galaxies
→ il y a une masse « cachée »
● observation confirmée dans les années 1970
par Vera Rubin : la masse des galaxies est
beaucoup plus importante que la somme des
masses des étoiles
Cette masse manquante est en partie des nuages de gaz froid, non-visibles
Mais le modèle du Big-Bang prévoit une certaine quantité de matière « ordinaire »; elle ne
représente que 1/6ème de la matière de l’Univers. Le reste, de nature inconnue, est appelée
matière noire
Les galaxies et l’Univers
Composition de l’Univers?
● fin des années 1990, des équipes découvrent que l’expansion de l’Univers s’accélère!
→ il doit exister une autre composante que la matière (dont l’effet est de ralentir
l’expansion de l’Univers); de nature inconnue, elle est appelée « énergie noire »
Comprendre la composition
de l’Univers est le plus
grand défi de la cosmologie
moderne
Au-delà de la compréhension
de la nature physique des
choses et de la connaissance
du passé de l’Univers, sa
composition nous renseignera
aussi sur son avenir
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