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Big-bang

Big-bang

Le big-bang, s'écrivant également big bang, est une théorie cosmologique postulant qu'un événement initial brutal est à l'origine de la création de l'Univers. Ce terme fut utilisé par Fred Hoyle lors d'un programme radio de la BBC, The Nature of Things, dont le texte fut publié en 1950. Hoyle ne décrivait pas la théorie, mais se moquait du concept. Toutefois l'expression est restée et a perdu son côté péjoratif et ironique, et d'ailleurs Hoyle lui-même s'y rallia plus tard.

Introduction

Cette théorie est née de l'observation de l'éloignement mutuel des galaxies. L'utilisation d'une théorie physique (relativité générale) pour extrapoler l'expansion de l'univers et retracer l'histoire de l'univers, conduit à l'idée que plus l'univers était jeune, plus celui-ci était chaud et dense, les calculs aboutissant à une singularité gravitationnelle : toutes les distances sont réduites à zéro tandis que la température et la pression sont infinies. Ainsi, la vieille idée métaphysique d'un univers doté d'une origine est-elle renouvellée — ou confortée par un appareil théorique scientifique que l'on se plait à présent à présenter comme indépassable : peut-être n'est-ce pas tout à fait par hasard si le Big Bang est né à l'Université Catholique de Louvain, des intuitions de Lemaître, un homme d'église. Cette théorie rend bien compte des observations cosmologiques qui l'ont fondée, et elle a permis de prédire dans les années 1940 l'existence d'un rayonnement cosmologique de fond (interprété comme la conséquence de l'opacité initiale de l'univers : la matière de l'univers aurait été assez dense et chaude pour être opaque, empéchant la lumière de se propager dans l'espace). La découverte de ce rayonnement dans les années 1960 fit basculer la majorité des scientifiques en faveur du modèle du big bang, au détriment de la théorie de l'univers stationnaire qui prévalait jusqu'alors. L'univers actuel serait donc très différent de ce qu'il était dans le passé lointain et sera dans le futur éloigné.

L'instant du big-bang

Se basant sur des mesures de l'expansion de l'univers en utilisant des supernova de type Ia, des mesures de variation apparaissant dans le fond cosmique et des mesures de fonction de corrélation de galaxies et de quasars, on pense en 2003 que t\rightarrow 0^\mbox a eu lieu il y a environ 13,7 milliards d'années, à 200 millions d'années près. Peu après l'instant t=0, l'Univers aurait été à peu près uniformément rempli d'une densité d'énergie très élevée. À mesure que l'expansion s'est faite, la température aurait baissé pour aboutir à l'apparition d'hydrogène et d'hélium, dans un processus appelé la nucléosynthèse primordiale. De légères variations dans la densité initiale aurait abouti à la concentration de la matière noire (concept discuté) et de la matière ordinaire dans des halos de matière noire, des structures à grande échelle qui se sont peu à peu agrégées par gravité. Le refroidissement du gaz dans les centres des halos a conduit à la formation d'étoiles, qui constituent les galaxies à l'intérieur de ces halos.

Objections des traditionnalistes

Ce à quoi les traditionnalistes qui s'intéressent aux cosmologies anciennes plus qu'aux sciences réputées à tort ou à raison "exactes", objectent que la datation du début de notre univers sous sa forme matérielle n'aurait strictement aucun intérêt dans la mesure où le temps est une donnée subjective. En effet il se mesurait par le parcours du gnomon dans un espace, et il n'est pas prouvé que la périodicité des éléments atomiques ait été constante et il s'agit seulement d'un postulat non démontré sur les périodes en cause. En outre le temps était considéré comme cyclique par les Anciens. Cependant l'objection la plus considérable s'énonce ainsi : le big bang étant censé figurer l'apparition de quelque chose dans un néant, la datation de ce phénomène ne présenterait strictement aucun intérêt, d'autant plus que vu les incertitudes évoquées l'évaluation demeure purement conjecturale. Toutefois ce néant, n'aurait pas été complètement vide puisque l'on postule la présence d'une énergie. Mais il s'agirait bien encore d'une simple hypothèse.

L'expansion

La relativité générale introduisit la gravité dans la relativité restreinte qui traitait déjà de l'électromagnétisme. Cette théorie introduisait une équivalence entre la force de gravité et la forme locale de l'espace-temps. Bien que la relativité restreinte énonce l'équivalence de tout cadre de référence inertiel, le postulat de Weyl exprime l'hypothèse selon laquelle il est possible d'établir un système de coordonnées comobiles, dans lequel les galaxies ont (en moyenne) une position spatiale fixe, malgré l'éventuelle expansion ou contraction de l'Univers en fonction du temps cosmologique, celui-ci défini aussi dans le cadre du même système de coordonnées. L'expansion ne doit donc pas s'entendre comme un déplacement de matière avec l'univers gagnant sur du vide. L'image souvent évoquée des grains de raisin dans un gâteau gonflant à la cuisson n'est pas non plus rigoureusement exacte, dans la mesure où elle suggèrerait qu'il y a déplacement de ces grains.

Histoire de la théorie

En 1927, le prêtre belge Georges Lemaître fut le premier à proposer que l'univers ait commencé par l'explosion d'un « atome primordial. » Plus tôt, en 1918, l'astronome strasbourgeois Wirtz avait mesuré un décalage systématique vers le rouge de certaines « nébuleuses », et l'appela la correction K, mais il ne se rendit pas compte des implications cosmologiques, non plus qu'il ait supposé que ces nébuleuses étaient en fait des galaxies en dehors de notre Galaxie. La théorie de la relativité générale développée par Albert Einstein et David Hilbert à cette époque conduisait à un univers qui ne restait pas statique, un résultat qu'Einstein considérait faux et qu'il essaya de corriger en ajoutant une constante cosmologique. Alexander Friedmann appliqua la relativité générale à la cosmologie et ses équations décrivent l'univers Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. Dans les années 1930, Edwin Hubble trouva des preuves expérimentales à l'appui de la théorie de Lemaître. Toujours en utilisant des mesures de décalage vers le rouge, Hubble observa que les galaxies distantes - statistiquement, car Andromède au contraire se rapproche - s'éloignent du système solaire à une vitesse directement proportionnelle à leur distance, ce qui est maintenant connu comme la loi de Hubble. Comme les galaxies s'éloignaient, cela suggérait deux possibilités. L'une, proposée par George Gamow, était que l'univers commença il y a un temps fini dans le passé et a été en expansion depuis. L'autre était le modèle fixe de Fred Hoyle dans lequel de la nouvelle matière serait créée à mesure que les galaxies s'éloignent les unes des autres, ce qui fait que l'univers à un temps donné ressemblerait plus ou moins à l'univers à un autre temps. Pendant plusieurs années les deux théories ne furent pas départagées. Néanmoins au cours de cette période, toutes les observations vinrent à l'appui de la théorie du big-bang et depuis le milieu des années 1960, elle est considérée comme la théorie décrivant le mieux l'origine, la forme et l'évolution de l'univers. Le modèle standard du big-bang n'est pas un modèle complet et fini : au cours des décennies un certain nombre de faiblesses et d'éventuelles incohérences expérimentales ont été identifiées dans la théorie, conduisant à chaque fois à de nouveaux progrès. Les chercheurs ont donc de bonnes raisons de continuer leur recherches sur cette base, sans avoir besoin de le remplacer completement par un autre modèle. La convergence de nombreuses expériences utilisant des méthodes et des types d'objets et des rayonnements très indépendants ont renforcé le modèle, en particulier dans les années 1997-2003. Néanmoins, pour essayer de compléter le modèle, de nombreuses idées ont été développées, notamment celle de l'inflation cosmique.

L'histoire du Big-Bang

Le Big-Bang a explosé a cause d'une très grande chaleur de milliards de milliards de degrés. Ensuite tout s'est refroidit et s'est divisé en plusieurs petits groupes d'étoiles ce qui a produit les diverses galaxies.

Indices expérimentaux

Le décalage vers le rouge des galaxies

voir l'article spécialisé : décalage vers le rouge En analysant les spectres lumineux des galaxies distantes, on remarque que les formes sont semblables entre elles, mis à part le fait que tout le spectre est (en moyenne) décalé vers les plus longues longueurs d'onde, et ce d'autant plus que la source est plus lointaine. Or, il existe un effet bien connu, l'effet Doppler-Fizeau, qui provoque un décalage vers le rouge (ou "redshift" en anglais) proportionnel à la vitesse d'éloignement. En s'appuyant sur cet effet, l'interprétation dominante est donc que les galaxies s'éloignent de nous, et ce d'autant plus qu'elle sont plus lointaine. Il existe néanmoins d'autres interprétations, compatibles avec l'idée d'un univers stationnaire, notamment l'idée d'une "fatigue" de la lumière avec la distance : cette idée a du être abandonnée faute de mécanisme physique connu des astronomes à l'époque, mais l'effet CREIL lui a donné une base. Paradoxalement, un des principaux argument en faveur du scénario de l'expansion et du big bang pourrait ainsi se transformer en une réfutation !

Distribution des quasars

La distribution des quasars en fonction du redshift est très hétérogène : la plupart possèdent des redshifts entre 1 et 3 environ, c.à.d. jusqu'à la moitié environ de la distance à l'horizon. En d'autres termes, selon le scénario de l'expansion, nous voyons peu de quasars très proches de nous. Dans cette hypothèse, le fait que les quasars ne soient visibles uniquement sur un horizon lointain est un indice que l'Univers a changé et qu'il n'est pas immuable comme le prédit la théorie d'un Univers statique. Pour la plupart des cosmologistes, il ne s'agit pas réellement d'une preuve en faveur du Big Bang mais simplement d'une infirmation de la théorie statique. Notons que là encore, l'effet CREIL peut expliquer les forts rougissements spécifique des quasars, sous l'hypothèse que leur mécanisme de formation fait appel à de grandes quantité d'hydrogène.

Fond cosmique

distance à l'horizon voir l'article spécialisé : Rayonnement cosmologique de fond Un aspect majeur de la théorie du big bang fut la prédiction dans les années 1940 de l'existence d'un rayonnement micro-onde de fond cosmique. La théorie proposait que, étant donné que l'univers était très dense juste après le big-bang, la température était si élevée que les particules subatomiques étaient trop énergétiques pour former des atomes. A mesure de l'expansion de l'univers, il aurait refroidit, permettant à la matière de se former à partir du plasma primordial. La théorie prédit qu'à un certain moment (qu'on pense situer à présent 500 000 ans après le big-bang) l'univers devint transparent, permettant aux photons de voyager et de n'arriver jusqu'à nous que de nos jours. Ce processus de vague d'énergie libre est appelé découplage des photons. La théorie prédisait que cette vague d'énergie libre pourrait avoir laissé des traces dans le cosmos et aurait un certain nombre de propriétés remarquables. Essentiellement elle dit que comme l'univers était très chaud à un certain moment, il devrait être encore un peu chaud aujourd'hui et les calculs prédisaient une température résiduelle d'environ 3 Kelvin. De plus, la radiation s'étant produite simultanément partout, elle devrait être uniforme et isotrope. On devait également observer un tassement des fréquences vers le rouge avec la distance jusqu'à remonter à une époque où l'univers était opaque. A l'époque, ces prédictions théoriques furent largement ignorées parce que leur vérification en était impossible en l'état de la technologie. En 1964, Arno Penzias et Robert Wilson firent une série d'observations avec un récepteur micro-onde des laboratoires Bell (destiné à des communications téléphoniques) et découvrirent accidentellement le rayonnement de fond cosmique prédit par Gamow. Cette observation fut plus tard confirmée par le groupe de Peebles à l'Université de Princeton, qui essayait de construire une antenne micro-onde avec un MASER en rubis. En fait c'est en consultant le groupe de Peebles que Penzias et Wilson comprirent ce qu'ils avaient détecté et ils publièrent en commun leurs découvertes dans lAstrophysical Journal. Leur découverte globalement en accord avec les prédictions (même si le rayonnement de fond de ciel n'avait pas exactement la température attendue ; on l'utilisa dans des corrections mineures) et fit largement pencher la balance en faveur de la théorie du big bang. Penzias et Wilson reçurent le Prix Nobel pour leur découverte. En 1989, le NASA lança le satellite Cosmic Background Explorer (COBE), et les découvertes initiales (publiées en 1990) étaient en accord avec les prédictions, trouvant une température résiduelle de 2,726 K, avec un fond cosmique isotropique et avec l'effet de tassement des fréquences. Au cours des années 1990 les données furent examinées finement pour trouver de petites variations spatiales dans le fond cosmique. Elles furent trouvées à la fin des années 1990. Au début de 2003, les résultats du satellite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) furent analysés, donnant les valeurs cosmologiques les plus précises à cette date. Ce satellite contredit plusieurs modèles inflationnistes mais les résultats restent compatibles avec la théorie de l'inflation en général.

Abondance des éléments primordiaux

Le modèle du big bang fait dépendre d'un seul paramètre, le rapport entre le nombre de photons et le nombre de baryons, la concentration de l'hélium 4, de l'hélium 3, du deutérium et du lithium 7 dans l'Univers. Et, de fait, les mesures de l'abondance de ces éléments sont compatibles avec une seule valeur pour ce paramètre. A l'inverse, les théories d'un univers statique ont un problème avec l'abondance du deutérium, parce que le deutérium est détruit en grande quantité lors de la fusion nucléaire au sein des étoiles et que, si on exclut le big bang, il n'y a pas de processus astrophysique connu pour en produire en quantité suffisante .

Quelques réponses à des questions sur la théorie


- Du point de vue théorique, il n'y a pas de centre de l'univers, de lieu où se serait produit l'« explosion » (abus de langage). Suivant les théories, soit l'univers est infini, soit il est replié sur lui même, mais en tout cas il y a toujours eu de l'énergie partout dans l'univers, répartie à peu près uniformément. (Néanmoins, pour l'observateur, on est situé au centre de l'Univers, autant comme un individu humain non-virtuel lambda se situe au centre de sa propre vision empirique du monde, même s'il admet qu'on puisse choisir par commodité une autre référence)
- Pour la même raison, on ne peut définir d'« au-delà de l'Univers » dans le cadre du modèle standard. Comme l'a résumé Einstein, l'espace vide de matière n'existe tout simplement pas en tant qu'espace (attention au fait que le mot « espace » n'a pas le même sens chez les physiciens et chez un philosophe comme Bergson).
- De la même façon, on ne peut pas dire qu'il n'y a « rien avant le big bang ». Le big bang n'est pas le point zéro d'une horloge, qui pourrait être répéré par une autre horloge « encore plus primordiale » : c'est le début du temps de notre univers, et l'affirmation que ce temps à un début. Il n'existe pas plus de « temps avant le big bang » que de point de la Terre « au nord du pôle Nord ». L'expression « avant le big bang » est donc dépourvue de sens dans le cadre de la Relativité générale, et il n'y a pas lieu de se demander si une expression dépourvue de sens est vraie ou fausse. Dans le cadre de cette théorie, le big bang constitue une singularité mathématique de l'espace-temps, au voisinage duquel d'ailleurs on ne peut plus utiliser la relativité générale seule, les effets de la mécanique quantique ne pouvant plus à cette échelle continuer à être considérés comme négligeables. Bien entendu, il est possible que la théorie du big bang soit fausse ou incomplète et qu'à ce titre il existe un « avant », mais c'est alors une autre théorie qui s'applique et le concept d'origine du big bang n'aurait plus de sens (exactement comme le concept de « centre de l'univers » a disparu avec la révolution copernicienne).
- En revanche le fait que le big bang n'ait pas de cause n'implique pas qu'il ne puisse avoir de raison ; simplement, et toujours dans le cadre du modèle standard, ce ne sera pas dans un domaine causal qu'on pourra chercher celle-ci (voir autopoièse, principe anthropique).

Travaux actuels (2005)

Le modèle de la Relativité générale a montré son utilité et sa justesse lorsqu'il est question de grandes vitesses ou de grandes distances. Pour les petites distances, c'est celui de la Mécanique quantique qui se montre le plus approprié. On ne sait pas encore en 2005 concilier ces deux modèles, et il faut pourtant les prendre en compte simultanément aux approches du Big bang. (Cf. grande unification)

Gabriele Veneziano

La mécanique quantique élimine en général les singularités comme les infinis, car tout y est quantifié. Gabriele Veneziano considère que le modèle proposé par la relativité générale est simplement asymptotique : parce que la constante de Planck n'est pas nulle, il se pourrait qu'il n'y ait nulle "singularité", mais juste un état très concentré de l'énergie (non réduite à un point) qui aurait pu être précédé d'autre chose. Voir l'article Gabriele Veneziano.

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=categories&op=newindex&catid=3 Le Big-Bang : De l'instant zéro à la fin de l'univers]
- Réflexion critique sur la théorie du Big Bang : [http://www.zetetique.org/bigbang.html http://www.zetetique.org/bigbang.html] Catégorie:Cosmologie ja:ビッグバン ko:빅뱅 simple:Big Bang th:บิกแบง

Cosmologie

La cosmologie est la branche de l'astronomie qui se rapporte à l'étude de l'Univers. Elle désignait à l'origine l'étude des lois et des propriétés de la matière ; mais la notion d'univers a évolué avec le temps, il n'est plus considéré comme immuable si bien qu'il a fait maintenant l'objet de théories scientifiques cherchant à le décrire dans son ensemble.

La cosmologie ptoléméenne

À l'époque de Thalès de Milet, au siècle avant l'ère chrétienne, les Grecs pensaient que la Terre était plate et qu'elle flottait sur l'océan. Mais avec l'expansion de l'empire grec, les astronomes remarquèrent qu'une étoile, Canopus (constellation de la Carène), était visible d'Alexandrie mais pas d'Athènes, ce qui pouvait s'expliquer si la surface de la Terre était courbe. En Europe, durant tout le Moyen Âge, la conception de l'univers repose sur une représentation géocentrique héritée de Ptolémée, astronome grec du siècle. Tous les astres, y compris le Soleil qui est placé entre Vénus et Mars, tournent autour de la Terre en décrivant des orbites circulaires. Mais ce modèle est imparfait et les astronomes sont obligés de rajouter des épicycles pour expliquer le mouvement rétrograde de certaines planètes. Les astronomes pensent alors que l'univers est totalement immuable.

La cosmologie copernicienne

Au XVI siècle, Copernic abandonne la description géocentrique de l'univers pour expliquer le mouvement des astres. Déjà envisagée par Aristarque de Samos, la théorie héliocentrique de Copernic remet en cause la place de l'homme dans l'univers. Elle est rejetée par l'Église catholique, mais trouve écho auprès de Giordano Bruno qui admet l'infinité des mondes ; et lorsque Galilée découvre plus tard les lunes de Jupiter, il y voit une preuve de la pluralité des centres dans l'univers. Avec la révolution copernicienne, l'astronomie s'émancipe progressivement du dogme et est animée par la volonté de décrire l'univers de manière exacte. L'énonciation des lois de Képler obéit encore à une conception copernicienne de l'astronomie. En permettant de décrire les mouvements des planètes sans plus recourir aux épicycles pour expliquer les anomalies du modèle copernicien, elle en constitue même l'aboutissement.

La cosmologie moderne

La théorie de la gravitation universelle crée une rupture épistémologique ; elle ne cherche plus à décrire mais à expliquer. Ainsi, le mouvement des astres obéit aux lois de la gravitation. C'est surtout à partir du XX siècle que le concept d'univers commence à évoluer. Copernic et Képler n'avaient pas totalement abandonné certaines croyances héritées de l'antiquité. Ils n'avaient fait que remplacer la Terre par le Soleil dans leur description géométrique et symétrique du monde. Mais Edwin Hubble, en mesurant la distance de ce que l'on considérait encore comme des nébuleuses, montre qu'elles sont bien plus éloignées de nous que n'importe quelle étoile : notre galaxie n'est qu'une galaxie parmi d'autres. En mesurant la vitesse de leur éloignement, il devient possible de décrire l'univers en des termes nouveaux dont la théorie du big bang en est une tentative de synthèse.

Théories cosmologiques

Les cosmologies sont divisées en différents groupes : on distingue ainsi les cosmologies scientifiques des cosmologies religieuses. Les premières acceptent de se confronter à la méthode scientifique et sont donc les théories les plus résistantes aux expérimentations scientifiques de l'époque, mais évoluent avec le progrès scientifique et technologique. Cependant, la cosmologie d'une religion donnée est fournie par les textes fondamentaux de cette religion, et n'est pas modifiée au cours du temps, ou très peu. Cette cosmologie est en profonde cohérence avec les autres principes de cette religion et notamment de la morale. On distingue également les cosmologies d'éternité, pour qui l'univers n'a ni début, ni fin, des cosmologies de création, pour qui l'univers à un commencement. La réputation des théories cosmologiques a beaucoup varié depuis les débuts de la science empirique. Au , le modèle standard du big bang chaud s'est établi comme une composante de l'astronomie empirique, avec un changement du sens du mot Univers qui ne signifie plus l'espace-temps entier, à part l'éventuelle découverte de la topologie de l'Univers.

Cosmologie de création (big-bang)


- la métrique Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker
- la forme de l'Univers dans le cadre du modèle du big bang
- le rayonnement thermique cosmologique
- au-delà du modèle standard du Big bang (voir plus bas)
  - l'inflation cosmique
- le destin de l'Univers
- la matière noire
- l'énergie sombre Comme les conditions physiques (densité, température) régnant lors des premières fractions de seconde de l'histoire de l'Univers (dans le cadre du modèle standard du big bang) dépassent considérablement les grandeurs physiques terrestres, et même celles régnant au centre du Soleil, les aspects théoriques (et éventuellement expérimentaux, lorsqu'il y en a) de la physique des particules sont essentiels pour décrire les événements cosmologiques qui s'approchent de la limite temporelle t=0 (connue intuitivement comme « l'origine » de l'Univers).

Au-delà du modèle standard du Big bang

Au-delà du modèle standard du Big bang il peut y avoir une approximation plus précise ou plus général. Les cosmologistes considèrent le modèle standard du Big Bang comme une bonne approximation de l'Univers,
- dans l'étendue spatial depuis la terre à notre sphère d'observation.
- dans le temps depuis le présent jusqu'à la limite du « temps=zéro » Il se pourrait que la taille de l'univers soit moindre que celle observée et ainsi que l'univers entier soit observable. Voir la forme de l'univers dans le modèle standard. Bien que, s'il y a des parties de l'univers en dehors de notre sphère d'observation, elles ne peuvent pas être directement observées il est possible de déduire leurs structures indirectement. Par exemple, des portions de l'univers peuvent avoir influencé le rayonnement fossile avant de ne plus être observables. Identiquement, il peut être possible de déduire ce qui s'est passé « avant » le Big bang. Les spéculations à ce propos utilisent généralement la gravité quantique.
- Plasma cosmologie
- Le modèle de la création continue (steady state theory)
- L'inflation cosmique
- Les « brane » cosmologies modèles (incluant le scénario ekpyrotic dans lequel le big bang est le résultat d'une collision entre brane)
- Les modèles incluant la condition aux bornes de Hartle-Hawking dans lesquels l'espace-temps est fini. Certains de ces scénarios sont qualitativement ou quantitativement (algébriquement) compatibles avec un autre. Certains s'intéressent aux propriétés locales (quelque fois présumés identiques partout), d'autres aux propriétés globales. Tous utilisent des éléments de physiques théoriques hypothétiques.
Voir aussi

- La Cosmologie
- La Liste des articles d'astronomie
- Les cosmologies non standard
Liens externes

- [http://de.arxiv.org/abs/astro-ph/0205064 quasi-steady state model - Narlikar, Vishwakarma, Burbidge], en anglais
- [http://de.arxiv.org/abs/hep-th/0205259 chaotic inflation - Linde], en anglais
- [http://de.arxiv.org/abs/hep-th/0003052 a brane type model includin the Hartle-Hawking boundary condition - Hawking, Hertog, Reall], en anglais
- [http://de.arxiv.org/abs/hep-th/0111098 ekpyrotic scenarios - Steinhardt + Turok], en anglais
- [http://de.arxiv.org/abs/gr-qc/0209080 variable G and α cosmologies - Barrow], en anglais

La cosmologie en philosophie et en théologie

Article détaillé : mythes et création du Monde La question de l'origine du Monde est abordée en philosophie et en théologie par la cosmogonie. Elle développe plusieurs concepts cosmologiques, en particulier dans la philosophie de Kant.

Voir aussi


- Relativité Générale
- Simulations Cosmologiques

Liens externes


- [http://www2.iap.fr/pnc/ Programme national de cosmologie (coordination officielle de la recherche cosmologique en France)]
- [http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm Ned Wright: Cosmology tutorial and FAQ]
- [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0309756 Thomas F. Jordan, Cosmology calculations almost without general relativity]
- [http://www.planck.fr/heading38.html Bases de cosmologie sur le site français de la mission Planck]

Bibliographie


- Hubert Reeves, Dernières nouvelles du cosmos, chapitre 2 Cosmologies scientifiques et cosmologies religieuses, 1994, ISBN 2020205718
- L.M. Morfaux, Vocabulaire de la philosophie et des sciences humaines, Ed. Armand Colin, 1980 Catégorie:Astronomie Catégorie:Cosmologie ja:宇宙論 ko:우주론 simple:Cosmology th:จักรวาลวิทยา

Univers

L'univers est l'ensemble de tout ce qui existe, comprenant la totalité des êtres et des choses, celle-ci comprenant ou non, selon les philosophies, les choses immatérielles. L'Univers est une notion scientifique qui désigne l'ensemble de la matière distribuée dans le temps et dans l'espace ; son étude fait l'objet de la cosmologie.

Découverte de l'Univers

C'est encore au "miracle grec" que l'on doit les premières avancées significatives dans la compréhension du monde.
- Aristarque de Samos est le premier, semble-t-il, à comprendre que le système planétaire est héliocentré. Cette découverte ne fait alors pas l'unanimité, pour des raisons philosophiques surtout en cela qu'une telle cosmologie est en désaccord avec la conception aristotélicienne du monde. Il calcule aussi la distance Terre-Lune dont il trouve une valeur très précise (60 rayons terrestres).
- Ératosthène se livre aussi, de son côté, à des calculs précis : par exemple, il ne se trompe que de 650 km dans sa mesure de la circonference d'un méridien terrestre, soit à peine plus de 1,5 % d'erreur.
- Hipparque poursuit ce travail : il recalcule la distance Terre-Lune, recense 1500 étoiles, calcule approximativement la période de précession des équinoxes. Tout ce savoir accumulé est repris et conservé par les Arabes à l'effondrement du monde gréco-romain, alors que le monde chrétien sombre dans l'obscurantisme : les théologiens restaurent ainsi le monde plat. Il faut attendre les conquêtes Arabes pour que l'Almageste de Ptolémée soit redécouverte. La Renaissance va porter à son apogée cette vision du monde, avec des systèmes cosmologiques très élaborés. La révolution dite copernicienne va bouleverser cette cosmologie, en trois grandes étapes : # Copernic redécouvre l'héliocentrisme. Toutefois, cette redécouverte n'est que partiellement révolutionnaire : en effet, Copernic reste attaché aux sphères transparentes censées soutenir les planètes et leur imprimer leur mouvement ; # Isaac Newton et Kepler posent les bases fondamentales de la mécanique planétaire, par leurs études respectives de la gravité et du mouvement elliptique des planètes autour du soleil. L'univers, toutefois, reste confiné dans le système solaire ; # Giordano Bruno étend le modèle solaire à toutes les étoiles, ouvrant l'univers à l'infini.

L'Univers d'après la théorie du big-bang

L'expansion de l'Univers, son âge et le big-bang

Les observations du décalage vers le rouge des rayonnements électromagnétiques en provenance d'autres galaxies suggèrent que celles-ci s'éloignent de notre galaxie, à une vitesse radiale d'éloignement supposée proportionnelle à ce décalage. En étudiant les galaxies proches, Edwin Hubble s'est aperçu qu'en général la vitesse d'éloignement d'une galaxie était proportionnelle à son éloignement, ce qui est connu sous le nom de loi de Hubble ; une telle loi correspond à un univers proche en expansion. Bien que la constante de Hubble ait été révisée par le passé dans d'importantes proportions (dans un rapport de 10 à 1), la loi de Hubble a été extrapolée aux galaxies éloignées, pour lesquelles la distance ne peut être calculée au moyen de la parallaxe ; cette loi est ainsi utilisée pour déterminer la distance des galaxies les plus lointaines. En extrapolant naïvement l'expansion de l'Univers dans le passé, on arrive à une singularité gravitationnelle, un concept mathématique plutôt abstrait, qui peut correspondre ou non à la réalité. Cela conduit à la théorie du big-bang, le modèle dominant de la cosmologie actuelle. L'âge de l'Univers, le moment où le big-bang s'est produit, est estimé actuellement à 13,7 milliards d'années, avec une incertitude de 0,2 milliard d'années, en se basant sur les mesures effectuées par la sonde WMAP de la NASA. Une des preuves supposées du big-bang est l'observation d'un rayonnement fossile micro-onde, remarquablement uniforme dans toutes les directions, qui serait le rayonnement, fortement atténué, produit par l'Univers peu après celui-ci ; les cosmologues l'expliquent par une première période d'inflation très rapide survenant peu après le big-bang.

Taille de l'Univers et Univers observable

On ne sait pas si l'univers est fini ou infini. Certains théoriciens penchent pour un univers infini, d'autres pour un univers fini mais non borné. L'univers observable se composant de tous les endroits qui pourraient nous avoir affectés depuis le big-bang, en tenant compte que la vitesse de la lumière est certainement finie. L'horizon cosmique se trouve à une distance de 13 à 14 milliards d'années lumière. La taille actuelle (la distance comobile) de l'univers observable est plus grande, puisque l'univers a continué de s'étendre pendant le temps que la lumière met à nous parvenir ; on estime qu'elle est d'environ 50 milliards d'années lumière (4,6×1026m). L'univers observable contient environ 7×1022 étoiles, répandues dans environ 1010 galaxies, elles-mêmes organisées en amas et super-amas de galaxies. Le nombre de galaxies pourrait être encore plus grand, selon le champ profond de Hubble observé avec le télescope spatial Hubble. On notera que les articles populaires et professionnels de recherche en cosmologie emploient souvent le terme univers dans le sens dunivers observable. Nous vivons au centre de l'univers observable, en contradiction apparente avec le principe de Copernic qui dit que l'univers est plus ou moins uniforme et ne possède aucun centre en particulier. C'est simplement parce que la lumière ne se déplace pas à une vitesse infinie et que les observations que nous faisons proviennent donc du passé. En effet, en regardant de plus en plus loin, nous voyons des choses qui se sont passées à une époque de plus en plus proche du big-bang. Et puisque la lumière se déplace à la même vitesse dans toutes les directions, tous les observateurs vivent au centre de leur univers observable (sur Terre, nous avons pratiquement tous le même). D'un point de vue philosophique, la question de la finitude ou de la non-finitude de l'Univers a toujours préoccupé les hommes. L'Univers contenant par définition tout ce qui existe, y compris l'espace-temps (et c'est une précision essentielle), il ne peut pas avoir de « bord » tel que nous concevons intuitivement cette notion. En effet, l'existence d'un bord impliquerait qu'au-delà de ce bord, on ne serait plus dans l'Univers, ce qui est par définition absurde. Mais si l'Univers n'a pas de bord au sens intuitif de ce terme, alors son expansion n'est pas intuitive non plus : si elle l'était, dans quoi l'Univers serait-il en expansion? On voit que ce problème échappe à nos raisonnements, qui se basent toujours sur l'hypothèse fausse que l'Univers est galiléen. En définitive, les concepts de fini et d'infini ne peuvent pas être appliqués à l'Univers. La seule donnée qui semble intuitive et évidente, c'est que l'Univers a toujours eu, et aura toujours, une taille « suffisante » pour toutes ses activités.

Forme de l'Univers

Une importante question de cosmologie qui reste sans réponse est la forme de l'Univers. # Est-ce que l'univers est plat ? C'est-à-dire : est-ce que le théorème de Pythagore pour les triangles droits est valide à de plus grandes échelles ? Actuellement, la plupart des cosmologues croient que l'univers observable est (presque) plat, juste comme la Terre est (presque) plate. # Est-ce que l'univers est simplement connexe ? Selon le modèle standard du big-bang, l'univers n'a aucune frontière spatiale, mais peut néanmoins être de taille finie. Ceci peut être compris par une analogie bidimensionnelle : la surface de la terre n'a aucun bord, mais possède une aire bien déterminée. Vous pouvez également penser à un cylindre et imaginer de coller les deux extrémités du cylindre ensemble, mais sans plier le cylindre. C'est aussi un espace bidimensionnel avec une surface finie, mais au contraire de la surface de la Terre, il est plat, et peut ainsi servir de meilleur modèle. Par conséquent, à proprement parler, nous devrions appeler les étoiles et les galaxies mentionnées ci-dessus « images » d'étoiles et de galaxies, puisqu'il est possible que l'univers soit fini et si petit que nous pouvons voir une ou plusieurs fois autour de lui, et le vrai nombre d'étoiles et de galaxies physiquement distinctes pourrait être plus petit. Il y a des observations en cours pour déterminer si c'est vrai.

Avenir de l'Univers

Selon sa densité moyenne de matière et d'énergie, l'univers continuera à s'étendre indéfiniment ou il sera gravitationnellement ralenti et s'effondrera sur lui-même dans un « Big-Rip » ou « Big Crunch ». Actuellement, l'état de nos connaissances suggère non seulement qu'il y a insuffisamment de masse et d'énergie pour provoquer cet effondrement, mais que l'expansion de l'univers semble s'accélérer et continuera donc pour toujours. D'après une théorie de Stephen Hawking (dans son livre Une brève histoire du temps), si l'univers continue indéfiniment à s'étendre, les particules issues d'explosions successives ne seront plus assez proches les unes des autres pour recréer des étoiles après leur explosion. Toute activité dans l'univers s'éteindra ainsi à jamais.

Voir aussi


- Destin de l'Univers
- Masse de l'Univers Lien externe
- [http://www.astrofiles.net/article33.html Astrofiles : Le Big-Bang]
- [http://www.toutsurlaphysique.fr/src/articles/chronounivers/chronounivers.html Chronologie des découvertes cosmologiques] sur le site [http://www.toutsurlaphysique.fr Toutsurlaphysique.fr]

Homonymie

L'univers est un format français de papier défini par l'AFNOR
- ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Fred Hoyle

Sir Fred Hoyle (24 juin 1915 — 20 août 2001) est un cosmologiste britannique. Il était le principal détracteur de la théorie du Big Bang. En désirant ridiculiser le scénario de la théorie, il inventa le terme Big Bang qu'il voulait dérisoire, mais qui plut au grand public des années 1950 et devint depuis le terme désignant cette théorie. Il a aussi beaucoup écrit, dont quelques œuvres de fiction (entre autres : Le nuage noir (1957), Ossian's Ride (1959), les deux romans Andromède (Fleuve Noir) dont est tirée la série télévisée A for Andromeda (1962), October the First Is Too Late (1966) et des ouvrages de vulgarisation. Il fut lauréat de la médaille d'or de la Royal Astronomical Society en 1968, et de la Royal Medal en 1974. L'astéroïde 8077 Hoyle a été nommé en son honneur. Hoyle, Fred Hoyle, Fred Hoyle, Fred Hoyle, Fred ja:フレッド・ホイル

1950

Cette page concerne l'année 1950 du calendrier grégorien.

Événements


- La population de la Terre s'élève à quelque 2 515 millions d'hommes.

Afrique

Amériques


- 12 novembre : Marguerite Bourgeoys est béatifiée par le pape Pie XII - fondatrice de la Congrégation des sœurs de Notre-Dame à Montréal.

États-Unis


- 9 février : Premières accusations de Joseph McCarthy, accusant le département d'État d'être infiltré par les communistes.
- 31 janvier : Le président américain Harry Truman ordonne à la commission à l'énergie atomique de construire une bombe H (à hydrogène).
- Le prix Nobel de la paix est attribué à l'américain Ralph Bunche.

Brésil


- En octobre 1950, l'ex-président Getúlio Vargas est réélu président de la République du Brésil à une écrasante majorité, en bénéficiant d'un grand courant patriotique, en réaction d'une part à la menace soviétique et d'autre part à l'ingérance économique américaine.
  - Cependant, grâce à l'importante aide américaine, une longue période de progrès économique et d'enrichissement va s'ouvrir pour le Brésil. Entre 1950 et 1980, le PIB sera multiplié par sept, cependant le revenu par habitant ne sera multiplié que par trois et les inégalités sociales s'accentueront.

Canada


- Année de création de la compagnie F.Dufresne/EKO

Asie & monde indien

Birmanie


- En janvier, 200 hommes du Kuomintang (nationalistes chinois soutenues par la CIA américaine) s'installent en Birmanie dans l'espoir d'une reconquête de la Chine. Ils seront rejoints, en mars, par 1 500 autre chinois du Kuomintang dans le but de recruter parmi les Chinois de Birmanie, les Shan et les Kachin.
- En février, nouvelle stratégie des communistes : un Front démocratique populaire s'établit à Prome dans le but de rassembler les opposants. En mai, l'armée gouvernementale investit Prome et chasse le Drapeau blanc birman qui se réfugie dans la région de Pégu.
- En novembre, 1 000 « volontaires » chinois de l'Armée populaire de libération (APL) entrent en Birmanie pour aider les communistes birmans, et dès décembre, le Drapeau Blanc, replié à Katha (Kachin), se lance dans la conquête de la plaine centrale.

Chine


- 14 février : Traité d'amitié soviéto-chinois. La Russie offre son aide à Mao Tsé Toung.
- 3 mai : Proclamation de l'égalité des sexes en Chine
- En juin, Début de la réforme agraire en Chine : collectivisation forcée des terres qui provoque une famine faisant de 2 à 5 millions de morts.

Corées


- 25 juin : En Corée, le franchissement du 38e parallèle par l'armée nord-coréenne marque le début de la guerre de Corée (fin du conflit en 1953).
- 27 juin : Résolution du conseil de sécurité condamnant l'agression nord coréenne.
- 15 septembre : Débarquement des troupes des Nations-Unies (corps américain) à Inchon.
- 16 octobre : Premiers contingents de « volontaires » chinois en Corée.
- 24 novembre : Avance maximale des troupes de l'ONU en Corée du Nord.
- 26 novembre : Contre offensive chinoise massive en Corée.

Inde


- 26 janvier : Proclamation de la République indienne, démocratique laïque, à structures fédérales.
- 7 octobre, en Inde, Mère Teresa fonde l'ordre des Missionnaires de la charité.

Tibet


- Après les provinces Tibétaine du Kham et de l’Amdo envahit en 1949 par Les Chinois, l'invasion continue dans la province tibétaine de L'U-Tsang, qui deviendra plus tard « La région autonome du Tibet ».
- 7 octobre : suite de l'occupation du Tibet par les communistes chinois.
- 21 octobre : Un corps de l'armée chinoise vient épauler les premiers bataillons au Tibet.

Vietnam


- En janvier, Reconnaissance par la Chine du gouvernement Viêt Namien de Hô Chi Minh.
- 7 février : Reconnaissance par les États-Unis et le Royaume-Uni du gouvernement Viêt Namien de Bao Dai.
- 8 octobre : Défaite française à la bataille de Caobang (3-8 oct).
- 6 décembre : Le général de Lattre de Tassigny est nommé Haut-Commissaire en Indochine.

Europe

Europe de l'Est


- 30 juin : Le parti communiste hongrois interdit l'enseignement de la théologie dans les universités.
- En février, l'Albanie rejoint le CAEM, qu'elle quittera en 1961.
- En septembre, la République démocratique allemande (RDA) rejoint le CAEM.
- Bulgarie :
  - Il y a 1600 écoles turques qui accueillent près de 80 000 élèves.
  - Le gouvernement autorise plus de 150 000 Turcs à émigrer vers la Turquie.

Europe de l'Ouest


- 18 mars : Appel de Stockholm du Mouvement pour la Paix pour l'interdiction absolue de l'arme atomique.
- 9 mai : Plan Robert Schuman sur l'Europe, proposant le pool charbon acier (CECA, Communauté européenne du charbon et de l'acier).
  - Le but du Plan Schuman est de construire entre les européens des liens économiques et sociaux tellement étroits afin de rendre la guerre impossible : « l'Europe se fera par des réalisations concrètes, créant d'abord une solidarité de fait ».
- 13 juillet : Admission de la RFA au Conseil de l'Europe.
- 12 septembre : Jean-Paul David crée l'association anticommuniste « Paix et Liberté ».
- 26 octobre : Projet René Pleven de communauté européenne de défense CED.
- 4 novembre : Signature de la Convention européenne des droits de l'Homme.
- Début du règne de Gustave VI Adolphe de Suède (fin en 1973).
Belgique

- 12 mars : Référendum redonnant, à une faible majorité (58 %) acquise en Flandre, le pouvoir au roi des Belges Léopold III.
- 11 août : Léopold III, roi des Belges, transfère ses prérogatives à son fils, Baudouin de Belgique, qui reçoit le titre de prince royal].
France

- 7 février : Chute du gouvernement Georges Bidault (2) et début du gouvernement Georges Bidault (3).
- 11 février : Création du salaire minimum interprofessionnel garanti (SMIG).
- 28 avril : Révocation de Frédéric Joliot-Curie du Commissariat à l'Énergie Atomique (CEA).
- 9 mai : Plan Robert Schuman sur l'Europe, proposant le pool charbon acier (CECA, Communauté européenne du charbon et de l'acier).
- 16 mai : Création de la Cantatrice chauve d'Eugène Ionesco.
- 24 mai : Une loi fixe la fête des mères au dernier dimanche de mai.
- 24 juin : Chute du gouvernement Georges Bidault (3).
- 2 juillet : Début du gouvernement Henri Queuille (2).
- 4 juillet : Chute du gouvernement Henri Queuille (2).
- 12 juillet : Début du gouvernement René Pleven (1).
- 19 octobre : Pierre Mendès France critique la politique française en Indochine.
- 30 novembre : La loi fixe à 18 mois la durée du service militaire et fait précéder l'appel sous les drapeaux d'examens de présélection, les fameux « 3 jours ».
- Une loi fixe la fête des Mères au dernier dimanche de mai.
- Création du « Club Méditerranée ».
- Nouveau regroupement dans la sidérurgie français avec la création de « Sidelor ».
- Changement de terminologie : les HBM deviennent les HLM (Habitation à loyer modéré).
Vatican

- 1 novembre : constitution apostolique Munificentissimus Deus, par laquelle Pie XII proclame le dogme de l'Assomption

Océanie & Pacifique


- 25 janvier : L'australien Harold E. Holt, ministre (conservateur) de l'immigration, déclare que son pays accueillerait cette année 200 000 émigrants.
- 26 avril : au Parlement, R. Meuzies dépose un projet de loi visant la suppression du Parti communiste ainsi que l'interdiction aux communistes d'occuper certaines fonctions ( ce projet sera voté en mai).

Proche-Orient & monde arabo-musulman


- Égypte : Le 3 janvier, le parti Waft gagne les élections.
- 24 avril : La Jordanie annexe une partie de la Palestine.
- Les revenus pétroliers de l'Arabie saoudite se montent à 56 millions de US dollars. Ils se monteront à 110 millions l'année suivante.

Arts & cultures


- L'architecte suisse Le Corbusier construit la chapelle de Ronchamp.
- Le compositeur français Henry Barraud, présente sa tragédie lyrique Numance.
- Le peintre Fernand Léger présente Les Constructeurs.

Cinéma


- 23 mars : 22e remise des Oscars
- 13 décembre : James Dean débute sa carrière d'acteur dans une publicité pour « Pepsi ».

Films remarquables


- Juliette ou la Clé des songes de Marcel Carné avec Gérard Philipe et Suzanne Cloutier.
- Les Forbans de la nuit (Night and the city) de Jules Dassin avec Gene Tierney et Richard Widmark.
- Quand la ville dort (Asphalt Jungle) de John Huston avec Sterling Hayden et Jean Hagen.
- Scandale de Akira Kurosawa (Japon) avec Toshirô Mifune et Takashi Shimura.
- Eve de Joseph Mankiewicz avec Bette Davis et Anne Baxter - Remporte l'Oscar du meilleur film.
- La Ronde comédie de Max Ophuls avec Danielle Darrieux, Anton Walbrook et Serge Reggiani - Primé deux fois au festival de Venise.
- Les Onze Fioretti de Francois d'Assise de Roberto Rossellini avec frère Nazario Gerardi et Aldo Fabrizi.

Littérature & théâtre


- 2 octobre : Première publication de la bande dessinée Peanuts.
- La romancière Marguerite Duras publie un barrage contre le pacifique.
- 16 mai : L'auteur d'origine roumaine de théâtre dramatique Eugène Ionesco présente sa pièce La Cantatrice chauve.
- Le poète chilien Pablo Neruda publie son poème d'inspiration sociale, marxiste et révolutionnaire, Le Chant général (Canto general).

Sciences & technologies


- Le mathématicien anglais Alan Turing propose son test pour reconnaître une machine intelligente.
- 27 septembre : Invention du répondeur téléphonique

Technologies appliquées


- En octobre, le premier stimulateur cardiaque, développé par Jack Hopps est présenté devant le congrès de l'American College of Surgeons qui a lieu à Boston.
- Invention de la protection cathodique par courant imposé des coques de navires, contre la corrosion occasionnée par le sel de mer.

Naissances en 1950


- 17 janvier : Lounis Aït Menguellet, chanteur kabyle, symbole de la revendication identitaire berbère
- 18 janvier : Gilles Villeneuve, pilote automobile F1 canadien
- 23 janvier : Richard Dean Anderson, acteur américain
- 24 janvier : Daniel Auteuil, acteur français
- 25 janvier : Jean-Marc Ayrault, homme politique français
- 13 février : Peter Gabriel, musicien anglais
- 22 février : Miou-Miou, actrice française
- 24 février : Mory Kanté est un chanteur et musicien guinéen
- 18 mars : Brad Dourif est un acteur américain
- 12 avril : Jean-Marie Abgrall, psychiatre, criminologue
- 22 avril : Peter Frampton, chanteur anglais
- 29 mai : Gilles Bertrán de Balanda, cavalier de saut d'obstacles
- 3 juin : Patrick Parizon, footballeur
- 16 juin : Alain Gillot-Pétré, présentateur français de télévision
- 3 juillet : Elie Chouraqui, réalisateur, français.
- août : Mamady Keïta , musicien percussionniste guinéen
- 11 août : Steve Wozniak, co-créateur d'Apple Computer
- 15 août : Anne d'Angleterre
- 24 août : Marc Aaronson, astronome américain
- 6 décembre : Joe Hisaishi, compositeur japonais
- 14 décembre : Pierre-Noël Blayau, homme d'Affaire français

Décès en 1950


- 2 janvier : Emil Jannings, acteur allemand (° 23 juillet 1884)
- 8 janvier : Joseph Schumpeter, théoricien et économiste austro-américain (° 1883)
- 21 janvier : George Orwell, écrivain britannique (° 25 juin 1903)
- 14 février : Karl Jansky, physicien et ingénieur radio américain (° 22 octobre 1905)
- 6 mars : Albert Lebrun, ancien président de la République française (° 29 août 1871)
- 19 mars : Edgar Rice Burroughs, écrivain britannique de science-fiction (° 1875)
- 30 mars : Léon Blum, homme politique français (° 9 avril 1872)
- 11 avril : Vaslav Nijinski, danseur russe (° 1890)
- 16 avril : Arnaud Massy, champion de golf (° 6 juillet 1877)
- 18 août : Julien Lahaut, homme politique belge (° 6 septembre 1884).
- 26 août : Cesare Pavese, écrivain italien (° 9 septembre 1908)
- 23 octobre : Al Jolson, chanteur de jazz et acteur américain d'origine lituanienne.
- 2 novembre : George Bernard Shaw, écrivain anglais d'origine irlandaise (° 26 juillet 1856)
- 11 novembre : : Pierre-Jules Boulanger, inventeur de la Citroën 2CV (° 1885) __NOTOC__ Catégorie:1950 ja:1950年 ko:1950년 ms:1950 simple:1950 th:พ.ศ. 2493

Galaxie

Un article séparé est consacré à notre Galaxie. ---- notre Galaxie Dans l'univers, les étoiles ne sont généralement pas isolées mais regroupées au sein de vastes ensembles appelés galaxies. Une galaxie inclut aussi les gaz et poussières du milieu interstellaire et probablement de grandes quantités de matière noire. L'ensemble de la matière constituant une galaxie est lié gravitationnellement et apparaît comme en orbite autour d'une concentration de masse centrale. De nombreux indices suggèrent que le centre de nombreuses galaxies est occupé par un trou noir de masse importante.

Morphologie

Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux :
- elliptiques,
- spirales,
- irrégulières. Une description plus étendue des types de galaxies est donnée par la séquence de Hubble. Dans les galaxies spirales, les bras ont la forme approximative de spirales logarithmiques. Comme les étoiles, les bras tournent également autour du centre, mais contrairement à celles-ci, ils le font avec une vitesse angulaire constante. Cela signifie que les étoiles passent successivement dans et hors des bras en spirale. On pense que les bras en spirale sont des régions de forte densité ou plutôt des « ondes » de densité : lorsque les étoiles et la matière interstellaire traversent un bras, elles ralentissent et de ce fait créent une densité plus élevée ; c'est un peu comme une « vague » de ralentissement se déplaçant le long d'une route remplie de voitures en mouvement. Les bras sont visibles parce que la forte densité qui y règne facilite la formation d'étoiles : ils hébergent donc beaucoup d'étoiles massives (donc jeunes) qui sont très lumineuses. Des résultats récents semblent montrer qu'en réalité, une même galaxie peut passer par différentes formes. Plus précisément, la présence d'une barre dans une galaxie spirale dépendrait de son activité.

Répartition des galaxies

Comme les étoiles, qui sont regroupées en galaxies, la plupart des galaxies sont gravitationnellement liées à d'autres. Une structure contenant jusqu'à une cinquantaine de galaxies est un groupe de galaxies. Une structure contenant plusieurs milliers de galaxies groupées dans un secteur de quelques mégaparsecs est un amas de galaxies. Les groupes et amas de galaxies sont eux-mêmes souvent regroupés en superamas, des collections géantes contenant des dizaines de milliers de galaxies. Dans la mesure de nos connaissances actuelles, au-delà de ces structures, l'univers est uniforme. L'espace entre les galaxies est relativement vide, excepté les nuages de gaz intergalactiques.

Genèse du concept

La nature exacte des galaxies n'est connue que depuis le début du ; auparavant, on appelait nébuleuse tout objet céleste d'aspect diffus autre que les comètes (qui pouvaient être distinguées grâce à leur mouvement). En 1610, Galilée utilisa une lunette pour étudier la Voie lactée et découvrit qu'elle était composée d'un grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. Dans un traité écrit en 1755, Histoire universelle de la nature et théorie du ciel, Emmanuel Kant, en se basant sur les premiers travaux de Thomas Wright, spécula avec raison sur le fait que notre Galaxie pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la gravitation, comme les planètes dans le système solaire mais sur des échelles beaucoup plus grandes. Le disque résultant des étoiles serait vu, de notre perspective, comme une bande lumineuse dans le ciel. Kant conjectura que certaines des nébuleuses visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies distinctes de la nôtre. Vers la fin du , Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William Herschel comprenant 5000 nébuleuses. En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui existaient à l'époque et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses spirales. Il fut également capable de distinguer (en astronomie on dit résoudre) certaines sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des univers-îles de Kant. Cependant, les nébuleuses n'ont pas été universellement acceptées en tant que galaxies séparées éloignées, jusqu'à ce que Edwin Hubble, au début des années 1920, résolve définitivement la question à l'aide d'un nouveau télescope. Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses en spirale en tant que collections d'étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d'estimer la distance nous séparant de ces nébuleuses : elles étaient trop éloignées pour faire partie de la Voie lactée. Les premières galaxies identifiées comme telles furent NGC 6822 en 1925, M33 en 1926 et M31 en 1929. En 1936, Hubble conçut un système de classification des galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.

La matière sombre

Dans les années 1970, on réalisa que la masse totale visible, dans les galaxies, des étoiles et du gaz, ne pouvait pas expliquer correctement la vitesse de rotation des galaxies, ce qui amena à postuler l'existence de la matière sombre. Dès le début des années 1990, le télescope spatial Hubble apporta une grande amélioration dans les observations lointaines. Ces nouvelles observations permirent notamment d'établir que la matière sombre de notre Galaxie ne peut se composer uniquement d'étoiles faibles et petites.

Voir aussi

Liens internes


- Notre Galaxie
- Voie lactée

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=coppermine&file=thumbnails&album=1 Photos de galaxies]
- [http://www.ulb.ac.be/sciences/astro/cd/galaxies/galaxies.htm Les galaxies et l'univers, sur le site de l'Université libre de Bruxelles]
- [http://ftp-obs.univ-lyon1.fr/~ga/optionINSA/etoilgal/etoilgal_0.html Étoiles et galaxies, sur le site du Centre de recherche astronomique de Lyon]
- [http://www.astrofiles.net/article49.html Les galaxies : histoire et classification]
- [http://users.skynet.be/espacewarin/ Les galaxies : Site sur l'astrophotographie] catégorie:galaxie ja:銀河 ko:은하 ms:Galaksi simple:Galaxy th:กาแล็กซี

Densité

La densité est un nombre sans dimension, égal au rapport d'une masse d'une substance homogène à la masse du même volume d'eau pure à la température de 3,98 °C. Par définition, la densité de l'eau pure à 3,98 °C est égale à 1 ; la valeur de la densité permet de déterminer la flottabilité d'un matériau dans de l'eau pure : si cette valeur est inférieure à 1 (celle de l'eau), un bloc de matériau flottera (puisqu'à volume égal, il subira immergé dans l'eau une poussée supérieure à son propre poids). La définition de la densité permet sa mesure en laboratoire. Elle peut aussi se calculer en divisant la masse volumique de la substance par 1000 kg/m3, masse volumique de l'eau pure à 3,98 °C.
- Attention : en anglais le mot mass-density est souvent réduit à density pour signifier masse volumique. La densité comme définie dans le système métrique se traduit, en anglais, dans le système de mesures anglo-saxon, en "Specific Gravity". Les densités les plus importantes connues sont peut-être atteintes dans les étoiles à neutrons. La singularité gravitationnelle au centre d'un trou noir, conformément à la relativité générale, n'a pas de volume et sa densité peut ainsi être vue comme infinie ou inexistante. Les substances les plus denses sur Terre sont l'osmium et l'iridium, dont la densité dépasse 22,6.

Mesure de densité

Il est assez facile de mesurer la densité d'un corps solide insoluble et imperméable

Densité supérieure à celle de l'eau : le plomb


- Prendre une balance électronique à plateau et mettre un récipient contenant de l'eau ;
- Appuyer sur le bouton tare et la balance affiche zéro (cliché de gauche) ;
- Attacher l'objet à un fil fin (dans l'expérience photographiée : 6 plomb de pêche de 15 g) ;
- Mettre l'objet sur la balance qui affiche 90 grammes que l'objet soit sur le plateau ou qu'il soit au fond du récipient contenant de l'eau (cliché du milieu) ;
- Tenir l'objet par le fil de façon qu'il soit immergé sans toucher les parois du récipient: la balance indique 8 grammes du à la célèbre poussée d'Archimède (cliché de droite). On en déduit que le plomb a une densitée de 90/8 = 11,25 ; la température de l'eau étant de 18 °C. Attention : le plomb est toxique ; ne pas utiliser l'eau ou le récipient pour boire. Se rincer les mains après manipulation. poussée d'Archimèdepoussée d'Archimèdepoussée d'Archimède

Densité inférieure à celle de l'eau : le liège


- Prendre un bouchon de grand volume, genre bouchon de pot de moutarde et donc une coupelle contenant de l'eau de diamètre plus grand que le diamètre du bouchon ;
- Prendre une balance électronique à plateau et mettre la coupelle contenant de l'eau ;
- Appuyer sur le bouton tare et la balance affiche zéro (cliché de gauche) ;
- Mettre une épingle sur l'axe du bouchon ;
- Mettre le bouchon sur la balance qui affiche 12 grammes qu'il soit sur le plateau ou qu'il soit flottant sur l'eau du récipient : l'eau transmet le poids du bouchon à la balance, via la célèbre poussée d'archimède (cliché du milieu) ;
- Tenir par l'intermédiaire de l'aiguille le bouchon de façon qu'il soit entièrement immergé sans toucher les parois du récipient : la balance indique 52 grammes dus à la célèbre poussée d'Archimède (cliché de droite). liègeliègeliège On en déduit que le liège a une densitée de 12/52 = 0,23 ; la température de l'eau étant de 18 °C.

La référence de l'eau à 3,98 °C

Parler de « densité relative » constitue a priori un pléonasme. Cependant, il peut être utile de faire des comparaisons dans des conditions hors normes. On peut par exemple avoir besoin de comparer, à la température ambiante, une pièce réalisée en bronze (densité 8,1) à la même pièce réalisée dans un alliage d'aluminium (densité 2,7). On pourra dire alors que le bronze est (relativement) trois fois plus dense que l'aluminium, ou que la densité (relative) du bronze par rapport à l'aluminium est de 3. Ce n'est pas le caractère relatif qui change, mais la référence. Pourquoi choisir l'eau à 3,98 °C ? Il se trouve que lorsque la température de l'eau baisse, son volume diminue jusqu'à 3,98 °C et augmente si l'on continue de refroidir jusqu'à la congélation. Dans le domaine des mesures, le fait de prendre comme référence une propriété physique qui passe par un extrémum est très intéressant : au voisinage de 3,98 °C, la masse volumique de l'eau reste sensiblement constante, on n'a donc pas besoin de déterminer la température avec une grande précision, ce qui ne serait pas le cas aux autres températures. La masse volumique et la densité de l'eau sont maximales à 3,98 °C à la pression atmosphérique normale. Cette particularité permet à l'eau tiède, à l'eau très froide et à la glace de flotter au-dessus de l'eau à 3,98 °C. Si l'eau se comportait comme la plupart des autres corps, la glace tomberait au fond des lacs, des rivières et des océans, où la vie serait alors pratiquement impossible, du moins sous la forme que nous connaissons. Parmi les métaux moins denses à l'état solide qu'à l'état liquide, il existe l'argent et le bismuth. Cela pose des problèmes importants lors du moulage, à cause du gonflement qui accompagne la solidification.

Autres utilisations

La densité peut aussi servir à quantifier la présence de certaines choses par unité de volume ou de surface.
- la densité de population est le nombre de personnes par kilomètre carré vivant en un certain endroit.
- la densité de charge est le nombre de charge électrique par unité de volume ou de surface.

Voir aussi


- densité de probabilité
- glossaire des minéraux
- masse volumique
- minéralogie
- pétrographie catégorie:nombre adimensionnel catégorie:propriété chimique catégorie:quantité physique ms:Ketumpatan ja:密度

Années 1940

ko:1940년대 ja:1940年代 simple:1940s Catégorie:Décennie

Évènements


- Seconde Guerre mondiale
- Guerre d'Indochine

Personnages significatifs


- Winston Churchill
- Charles de Gaulle
- Adolf Hitler
- Benito Mussolini
- Philippe Pétain
- Franklin Delano Roosevelt
- Staline

Inventions, Découvertes, Introductions


- Radar
- Avion à réaction
- Fission atomique __NOTOC__

Années 1960

ko:1960년대 ja:1960年代 simple:1960s Catégorie:Décennie On trouve parfois en français la dénomination anglo-saxone : les sixties, compte tenu du rayonnement économique et culturel des États-Unis du Royaume-Uni au cours de cette décennie.

Événements


- Guerre du Viêt Nam
- Printemps de Prague
- Guerre d'Algérie
- Mai 1968

Personnages significatifs


- Charles de Gaulle
- Konrad Adenauer
- John F. Kennedy
- Martin Luther King
- Les Beatles
- The Rolling Stones

Inventions, Découvertes, Introductions


- Conquête de l'espace, premier homme sur la Lune __NOTOC__

Supernova

Une supernova est une nova gigantesque, c'est-à-dire une étoile dont la magnitude augmente considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaître comme une « nouvelle » étoile (d'où « nova »). Le préfixe « super » la distingue d'une simple nova, qui désigne également une étoile dont l'intensité lumineuse augmente, mais de façon beaucoup moins importante et suivant un mécanisme assez différent.

Principe général

Évènement cataclysmique, une supernova résulte de l'effondrement gravitationnel d'une étoile. L'effondrement intervient lorsque le cœur de l'étoile est constitué de fer : élément le plus stable, sa fusion ne produit pas d'énergie. En conséquence, la pression interne n'est plus suffisante pour soutenir les couches supérieures qui s'écrasent sur le cœur : la matière n'étant pas compressible à l'infini, un choc en retour désintègre l'astre.

Type des supernovæ

Les astronomes ont réparti les supernovæ en différentes classes, suivant les éléments qui apparaissent dans leur spectre électromagnétique. L'élément principal entrant en jeu dans la classification est la présence ou non d'hydrogène. Si le spectre d'une supernova ne contient pas d'hydrogène, elle est classée type I, sinon type II. Parmi ces groupes, il y a des subdivisions par rapport à d'autres éléments.

Type I

Les supernovæ de type Ia n'ont pas d'hélium présent dans leur spectre mais du silicium. On pense généralement qu'elles sont causées par l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar par accrétion de matière. Un scénario possible expliquant ce phénomène est une naine blanche en orbite autour d'une étoile moyennement massive. La naine attire la matière de son compagnon jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Ensuite, la pression interne de l'étoile étant devenue insuffisante pour contrecarrer sa propre gravité, la naine commence à s'effondrer. Cet effondrement permet l'allumage de la fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui composent l'étoile, et cette fusion n'est plus régulée par l'échauffement et la dilatation de l'étoile, comme pour les étoiles de la séquence principale (la température de l'étoile est celle de Fermi de ses électrons). Il se produit alors une réaction en chaîne qui désintègre la naine dans une gigantesque explosion thermonucléaire. Ceci est différent du mécanisme de formation d'une nova où la naine blanche n'atteint pas la limite de Chandrasekhar et s'effondre, mais commence une fusion nucléaire de la matière accumulée à la surface. L'augmentation de luminosité est due à l'énergie libérée par l'explosion et se maintient le temps nécessaire à la désintégration du cobalt en fer. La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernovæ de type Ia étant extrêmement régulière, ces supernovæ peuvent être utilisées comme chandelles cosmiques. En 1998, c'est par l'observation de supernovæ de type Ia dans des galaxies éloignées, que les physiciens ont découvert que l'expansion de l'univers s'accélérait. Les supernovæ de type Ib et Ic ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connaît pas encore le mécanisme de leur formation. On pense qu'elles correspondent à des étoiles en fin de vie (comme le type II) et qui auraient déjà épuisé leur hydrogène, de ce fait l'hydrogène n'apparaît pas sur leur spectre. Les supernovæ de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une étoile Wolf-Rayet.

Type II

La phase ultime de la vie d'une étoile massive (plus de 8 masses solaires) commence après que le cœur de fer et de nickel-56 se soit construit par phases successives de réactions de fusion nucléaire. Ces éléments étant les plus stables (la réaction de fusion nucléaire du fer consomme de l'énergie au lieu d'en produire), la fusion ne peut plus avoir lieu au cœur de l'étoile. Privé de sa source d'énergie, le cœur devient incapable de supporter le poids des couches externes : il commence à se contracter. Les couches externes continuent cependant à produire du fer et du nickel à la surface du cœur dont la masse continue ainsi d'augmenter jusqu'à ce qu'il atteigne la « masse de Chandrasekhar » (environ 1.4 masses solaires). À cet instant, la pression de dégénérescence des électrons est dépassée et une phase de neutronisation de quelques secondes conduit à l'effondrement du cœur. Les électrons sont capturés par les protons, générant un flux massif de neutrinos électroniques, et transformant le cœur en une étoile à neutrons de 10-20 km de diamètre et de la densité d'un noyau atomique. Lorsque la pression thermique atteint le niveau de dégénérescence des nucléons, les couches externes du cœur rebondissent à 10-20% de la vitesse de la lumière. L'onde de choc du rebond se propage vers les couches extérieures et entre en compétition avec la matière chutant vers l'intérieur, de telle façon qu'elle se stabilise vers 100-200 km de centre. Les neutrinos diffusent hors du cœur en quelques secondes et une fraction d'entre eux chauffent la zone du manteau située à l'intérieur de l'onde de choc (appelée « région de gain »). Le reste est relâché dans l'espace, emportant 99% de l'énergie totale de la supernova. On pense de nos jours que l'apport d'énergie à l'onde de choc par le chauffage de la région de gain dû aux neutrinos est l'élément clé responsable de l'explosion de la supernova. Dans les étoiles massives, pendant les derniers instants de l'explosion, les hautes températures (109 K) permettent le « processus r » : une grande densité de neutrons (1020 n/cm3) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la décroissance radioctive beta (1 seconde). Ceci produit des isotopes riches en neutrons et est la raison de l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'univers. Il existe aussi des variantes minimes de ces différents types, avec des désignations telles que II-P et II-L, mais elles décrivent simplement le comportement de l'évolution de la luminosité (II-P observe un plateau alors que II-L non) et non des données fondamentales.

Hypernovæ

Quelques étoiles exceptionnellement massives peuvent produire une « hypernova » quand elles s'effondrent, un type d'explosion relativement nouveau et hautement théorique. Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondre directement en un trou noir et deux jets de plasma extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de celle de la lumière. Ces jets émettent d'intenses rayons gamma et pourraient expliquer l'origine des sursauts gamma.

Luminosité

Les supernovæ de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II.

Appellation des supernovæ

Les découvertes de supernovæ sont déclarées à l'Union astronomique internationale, qui envoie une circulaire avec le nom qu'elle lui assigne. Le nom est formé par l'année de découverte et une référence de une ou deux lettres. Les 26 premières supernovæ de l'année ont une lettre entre A et Z ; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite.

Supernovæ remarquables

Union astronomique internationale
- 1006 - Observation de la supernova la plus brillante observée sur Terre (SN 1006)
- 1054 - La formation de la Nébuleuse du Crabe, observée par des astronomes Chinois (SN 1054)
- 1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahé, dont le livre De Nova Stella sur le sujet nous donna le mot « nova » (SN 1572)
- 1604 - Supernova (étoile de Kepler) dans Ophiuchus, observée par Johannes Kepler ; c'est la dernière supernova à avoir été observée dans notre Galaxie (SN 1604)
- 1987 - Supernova 1987A observée durant les heures de son commencement dans le Grand Nuage de Magellan, ce fut la première opportunité pour les théories modernes sur la formation des supernovæ d'être testée face aux observations. La supernova 1604 fut utilisée par Galilée comme une preuve contre le dogme aristotélicien de cette période disant que le paradis n'avait jamais changé. La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace et se refroidit, formant un type de nébuleuse appelé reste de supernova (supernova remnant en anglais). L'étude de ces objets a aidé à améliorer notre connaissance des supernovæ.

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/article38.html Astrofiles : Les Supernovae] Catégorie:Supernova ja:超新星 ko:초신성 th:ซูเปอร์โนวา

Quasar

En astronomie, un quasar (pour source de rayonnement « quasi-stellaire », « quasi-stellar » en anglais) est un objet astronomique qui ressemble à une étoile dans les télescopes optiques (i.e. c'est une source ponctuelle), mais avec un décalage vers le rouge très important. L'hypothèse généralement adoptée est que ce décalage est cosmologique, c'est-à-dire résultant de la loi de Hubble, et qu'il indique que ces objets sont très éloignés de la Terre. On les observe tels qu'ils étaient il y a plusieurs milliards d'années. Les premiers quasars ont été découverts avec des radiotélescopes à la fin des années 1950. Le premier spectre électromagnétique d'un quasar, confirmant sa nature extragalactique, a été obtenu par Marteen Schmidt en 1962. Une fois identifiés, il a été possible de les retrouver dans des illustrations remontant au . Plus tard, on a découvert que tous les quasars ne sont pas forcément des sources de rayonnement importantes. La dénomination de « QSO » (objet quasi-stellaire en anglais) est parfois donnée à des objets ne rayonnant pas dans le domaine radio. Les quasars semblent être une classe à part dans les galaxies actives, une hypothèse avance le principe que c'est simplement l'angle de visée avec lequel on les observe, qui les distingue des autres classes de galaxies actives, comme les blazars et les radiogalaxies. Cependant, puisqu'ils sont visibles malgré leur éloignement, ils doivent émettre plus d'énergie que plusieurs galaxies normales. La luminosité de certains quasars présente des variations rapides, ce qui implique qu'ils sont de 'petites' dimensions, un objet ne pouvant changer plus rapidement que le temps mis par la lumière pour le parcourir. Cette forte luminosité est supposée être le résultat du frottement causé par des gaz et de la poussière aspirés par le disque d'accrétion de trous noirs supermassifs (qui peuvent convertir jusqu'à la moitié de la masse d'un objet en énergie, en comparaison à quelques pourcents pour le processus de fusion nucléaire). Ce mécanisme est aussi censé expliquer pourquoi les quasars étaient plus communs au début de l'univers, puisque l'émission d'énergie cesse une fois que le trou noir a consommé tout le gaz et la poussière alentour. Cela signifie probablement qu'il y a peu de quasars au voisinage de notre galaxie, qui manque de matière pour les alimenter.

Lien externe


- [http://www.astrofiles.net/article47.html Astrofiles: les quasars] Catégorie:Objet céleste ja:クエーサー

Énergie


- Energie Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la chaleur, de la lumière, un mouvement.

Historique

L'étymologie du mot énergie est le mot grec εργοs (ergos) qui signifie « travail ». Après avoir exploité sa propre force, puis celle des esclaves, des animaux et de la nature (les vents et les chutes d'eau), l'homme a appris à exploiter les énergies contenues dans la nature et capables de lui fournir une quantité croissante de travail mécanique par l'emploi de machines: machines outil, chaudières et moteurs. L'énergie est alors fournie par un carburant ou énergie fossile. L'énergie est un concept ancien; L’expérience humaine est que tout travail requiert de la force et produit de la chaleur, que plus on « dépense » de force, plus vite on peut faire un travail, et plus on s'échauffe. Comme l'énergie est nécessaire à toute entreprise humaine, l'approvisionnement en énergie est devenu une des préoccupations majeures des sociétés humaines. Un Grec de l'antiquité possédait en moyenne 5 esclaves. Un ménage moderne avec un compteur électrique de 6 kW possède l'équivalent énergétique de 36 esclaves.

Énergétique

Dans les sociétés industrielles, l'activité humaine passe par la fourniture d'énergie électrique produite par des matières premières, principalement charbon, gaz naturel, pétrole et uranium ; on parle alors d'énergie fossile; ces matières premières sont appelées par extension « énergies ». On parle aussi d'énergies renouvelables lorsque l'on utilise l'énergie solaire, l'énergie éolienne; l'énergie hydraulique des barrages est la plus importante des énergies renouvelables. (Voir ausi: Politique énergétique). L'énergie est un concept essentiel en physique, qui se précise depuis le . On retrouve le concept d'énergie dans toutes les branches de la physique :
- en mécanique,
- en thermodynamique,
- en électromagnétisme,
- en mécanique quantique...
- mais aussi dans les autres disciplines, en particulier en chimie.

Approche vulgarisée <