Des milliards d'étoiles rassemblées forment une galaxie. La Voie Lactée en est une, est s'appelle aussi la Galaxie. Il y a plus de galaxies dans l'Univers que d'étoiles dans une galaxie.

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1. Préliminaires

    Une galaxie est une concentration de milliards d'étoiles dont la forme de cette agglomération stellaire est une lentille. La Voie lactée en est l'exemple le plus proche.

http://space.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/cobeslide10.jpg

Voir aussi à d'autres longueurs d'onde: http://adc.gsfc.nasa.gov/mw/mwpics/mwmw_8x10.jpg

      Nous voyons ici, la Voie lactée, vu par l'instrument DIRBE du satellite Cobe dans le proche infra-rouge, en fausse couleur. C'est un disque aplati formé d'un noyau central très dense entouré de 4 bras principaux déployés en spirale. Chaque point blanc est une étoile. Il y en a 200 milliards  environ et sûrement 400 milliards avec les naines brunes et autres objets indétectables actuellement. Elle s'étend au-delà des Nuages de Magellan, ce qui fait qu'ils subissent sa loi. En périphérie il y a de la matière peu lumineuse (étoiles naines, trous noirs, neutrinos, etc... ).

   Les informations sont recueillies sur les longueurs d'onde de 1,25 - 2,2 et 3,5 µm. La Galaxie est vue sur la tranche nous permettant de contempler le plan galactique et au centre se trouve le centre galactique. La source de lumière dominante à ces longueurs d'ondes est issue des étoiles à l'intérieur de la Voie lactée. Sur l'image nous voyons ensemble le disque fin et la population des étoiles du bulbe central. Notre Soleil, qui est l'étoile la plus proche de nous, se trouve dans le disque fin, à 28 000 années-lumière du centre. L'image est plus rouge dans la direction  où il y a plus de poussières entre les étoiles absorbant la lumière des étoiles plus distantes. L'absorption est si forte dans le rayonnement visible (450 - 700 nm) que la partie centrale de la Voie lactée ne nous est pas visible. Les données de l'instrument DIRBE permettent des études du contenu et des grandes structures à grande échelle, de la Galaxie, aussi bien que la nature et la distribution des poussières à l'intérieur du Système solaire. Les données sont aussi étudiées pour mettre en évidence le rayonnement fossile résiduel des premières étoiles et galaxies dont la formation fait suite au Big bang.

  Ci-contre, nous voyons notre voisine, la galaxie d'Andromède, M31. Elle est à 2,6 millions d'années-lumière. Sur le fond de ciel noir, chaque tache blanche, aussi petite soit-elle, est une étoile qui appartient à notre Galaxie. Par contre ce sont les milliards d'étoiles qui forment la galaxie M31, appelée aussi galaxie d'Andromède. Elle se trouve à 2,6 millions d'années lumière de nous. Les 2 taches blanches sont 2 galaxies satellites d'Andromède.

2. Voie Lactée

  Les centaines de milliards d'étoiles tournant dans notre Galaxie, le font autour d'un astre minuscule: Sagittarius A*. Cette masse énigmatique est cachée derrière une quantité de poussières comparée à un filtre de 30 magnitudes soit une atténuation de 2,5³⁰ = 9.10¹¹ soit une atténuation de 900 milliards .

    Une équipe internationale a réussi a identifié cet astre mystérieux. Dirigée par K. Lo de l'université de Taïpei, elle a mesuré cette structure à l'aide du VLBA (interféromètre radio) qui se trouve sur tout le territoire américain. 

   Sgr A* est une structure ovoïde, dont le grand axe mesure 540 millions de km et le petit, un peu plus de 100. Le gaz tournant, autour d'un trou noir central de 2,5 millions de masses solaires, est porté à la température de plus de 10 milliards de degrés.

3. Que s'est-il passé après le Big bang ?

1.   A 1.10^-45 s après le Big bang, la température est de 1.10³² ° K. Les 4 forces qui régissent notre univers, n'en forment qu'une. La densité passe de l'infini à une valeur très grande.

2.   Entre 1.10^-45 s et 1.10^-32 s, la gravitation ( force qui régit tous les corps ) devient autonome. La gravitation gouverne tout l'univers.

3.   A 1.10^-32 s, la température est de 1.10²⁸ ° K. L' interaction forte ( force qui unit le noyau d'atome ) devient autonome.

4.   C'est alors que se produit une phase d'expansion rapide. Un petit supplément de matière évita le désastre : la disparition pure et simple de toute matière, suite à la rencontre avec l'antimatière.
      Rappelons-nous qu'aujourd'hui, il y a 1 électron et 0 positon pour 3 milliards de photons. De là on peut calculer la valeur de surnombre avant l'hécatombe: elle est dérisoire. Le bilan était alors de 3 milliards + 1 électrons pour 3 milliards de positons. L'annihilation des 3 milliards de positons par les 3 milliards d'électrons, il reste la situation actuelle. 

5.  Mais revenons à la chronologie. Nous sommes en présence d'une soupe chaotique et bouillante d'électrons et de quarks ( matière ) , ainsi que de photons ( rayonnement ).

6.   Vers 1.10^-10 s et 1.10¹³ ° k ( 10 000 milliards de ° K ) , l'électromagnétisme et l'interaction faible se séparent. Les bosons W et Z se dissocient des photons. Les quarks se sont rassemblés en nucléons (particules constituants le noyau de l'atome).

7.   A 1.10^-6 s ( 1 millionième de seconde ) , la température a considérablement baissée : 1.10¹² ° K ( 1 000 milliards de ° K ). Protons - neutrons - quarks - gluons forment le début de la matière.

8.   A 1 seconde après le Big bang ou Grand Boum, la température n'est plus que de 10 milliards de ° K.

9.   A 8 s, la température baisse à 5 milliards de ° K.

10.   A 3 mn, la température passe à des millions de ° K.

11.   Apparition de l'hélium et du deutérium.

    A noter que sur Terre, sur 6 500 molécules d'eau, il y a 1 molécule de deutérium. D'autre part, il y a des milliards et des milliards de molécules (1.10¹⁹) dans 1 cm³ . Tout le deutérium, existant actuellement, fut fabriqué à cet instant. Des études actuellement porte sur sa fusion avec le tritium pour obtenir une énergie propre et infinie.

12.   A 30 mn, la température est de 1 million de ° k.

13.  300 000 années plus tard, la température n'est plus que de 4 000 ° K. Les premières lueurs.

14.   L'hydrogène devient l'élément n° 1.

15.   La taille de l'univers augmente.

16.   15 millions d'années plus tard, les galaxies existent, mais elles sont 100 fois plus proches les unes des autres, qu'aujourd'hui.

   L'énergie moyenne des particules décroît comme l'inverse de la racine carrée du temps.

4. Naissance

  Des millions d'années après le Big bang, l'univers est surtout composé d'hydrogène ( 1 proton et 1 électron , ce qui constitue l'atome le plus simple) et s'étend sur des distances de plusieurs millions d'années-lumière ( 1 al = 9 500 milliards de km ).

  La température a beaucoup diminué ( 4000 ° K ) et la densité de ce nuage de particules devient plus faible. La force de gravitation ( sa particule étant appelé : graviton ) a joué un très grand rôle en ayant permis la cohésion de ce nuage.

Sa taille est d'autant plus grande que sa densité est faible. Aussi au début, les premiers objets sont d'énormes rassemblement gazeux.

M51 - Chiens de chasse. 
Constellation de  la Grande Ourse

  Selon leur forme, les galaxies sont classées en 3 grandes catégories et en sous-catégories, représentées dans le schéma ci-dessous:

• Les elliptiques.

• Les spirales.

• Les spirales barrées.

• Les formes étranges qui ne figurent pas ici.

  Elles peuvent être aussi un mélange de spirales et spirales barrées, telle la Voie Lactée.

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6. Quasar

  Ce sont des monstres cosmiques situés aux limites de l'univers. Un seul de ces monstres peut être 1 000 fois plus lumineux qu'une galaxie contenant 100 milliards d'étoiles. Ils s'éloignent de nous à des vitesses proches de celle de la lumière. Ils sont au bord du monde visible. Ils nous envoient leur lumière du fond des âges. Nous en connaissons 4 000. Les 2 dernières découvertes font remonter l'un à 12 milliards d'années et l'autre à 12,5 milliards d'années. Leur lumière a mis tout ce temps pour nous parvenir. D'autres furent découverts avec un redshift de 4,9 et 5. Ils sont vus 1 milliard d'années après le Big bang, dans un univers âgé de 15 milliards d'années. Leur étude aide à comprendre comment étaient faites les premières structures.

   Phénomènes extraordinairement violents, d'une énergie considérable, ils sont les témoins et les acteurs de l'enfance du monde, lorsque les premiers amas de galaxies se sont constitués. Leur nom vient de l'instant où ils furent découverts. En 1961, fut repérée une radio-source: 3C48 ( 48 ième objet du catalogue de Cambridge ). Les astronomes crurent voir une étoile à l'endroit de cette radio-source et pourtant, elle possédait un spectre lumineux différent. D'où son nom de QUASAR (quasi star). Ce spectre fut celui de l'hydrogène, mais décalé vers le rouge. Ce n'est que plus tard, que fut compris la cause de ce décalage vers les fréquences les plus basse : l'effet Doppler.

   Tout le monde connaît le phénomène du train. Lorsqu'il s'approche de nous, le bruit est aigu et il devient grave, lorsqu'il s'éloigne. La fréquence augmente lorsqu'un objet se rapproche de l'observateur et elle diminue lorsqu'il s'en éloigne. Or les Quasars s'éloignent de nous.

   Ils ont une dimension de l'ordre du parsec ( 3,26 al ). Ils sont donc beaucoup plus petits qu'une galaxie normale et possèdent un noyau très brillant. Contrairement à ce que l'on pensait, ils ne formeraient pas le noyau des galaxies actives, mais seraient le premier stade de l'émergence d'un univers-île, avant l'allumage d'une violente flambée d'étoiles. Ils seraient les tout premiers embryons de galaxies.  Le noyau est trop lumineux pour que les scientifiques puissent observer quoi que ce soit. Certains quasars seraient le lieu de résidence de quelques trous noirs massifs, mais on en est pas certain. Des vitesses de fuite de 270 000 km/s seraient probables. Mais attention, car nos moyens d'investigations peuvent être remis en cause, puisque nous ne possédons pas encore de modèle de l'univers. Nous sommes en présence d'événements qui se sont passés au début de la création du cosmos.

  Aujourd'hui, ils servent de projecteurs pour éclairer les objets se trouvant sur la ligne de visée. Ainsi, l'étude des amas et super-amas devient fructueuse, tout comme les poussières invisibles ou les masses d'hydrogène. L'analyse des raies d'absorption permet de découvrir des zones entières que l'on croyait vide.

http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1996/35/images/b/formats/web.jpg
STScI-PRC1996-35b

  Les images prises par le télescope Hubble ont permis de clarifier le lien entre quasars et galaxies. Quelques quasars tel celui sur l'image ci-dessus, ont été pris en train de fusionner ou d'entrer en collision avec leurs voisines les galaxies.

   La contraction d'un objet gazeux, donnant naissance à des objets plus petits, dépend non pas de sa vitesse d'évasion, mais de la pesanteur qui règne à sa périphérie.

   Ainsi toutes les combinaisons du nuage primitif sont possibles. La cohésion ( à l'intérieur du nuage ) de nuages plus petits, deviendra différente, car la gravitation va commencer à jouer un rôle plus ou moins atténué selon les différentes masses des petits nuages. Les densités vont s'accroître selon les diverses pesanteurs, d'où cette double tendance de la gravitation:

• elle incite les gros objets à se contracter.

• elle les transforme en régions fertiles à l'intérieur desquelles des objets plus petits pourront apparaître.

    Le nuage primitif se déchire pour former des super-amas au sein desquels le même processus va se poursuivre pour former les galaxies, puis toujours dans le même sens pour former les étoiles, lesquelles mettront de l'ordre autour d'elles pour transformer les poussières en planètes.

     Planète nous vient du grec, qui signifie "errant" . Les Anciens avaient remarqué que certaines "étoiles" ne restaient pas à la même place.

    A l'échelle d'une galaxie, la contraction d'une masse gazeuse est très lente. Imaginons un diamètre de 500 000 al et une masse de 300 milliards d'étoiles. Le calcul lui donne une vitesse d'évasion de 100 km/s, ce qui assure son autonomie. En revanche, la pesanteur est < au millième de milliardième de la pesanteur terrestre (1.10^-12 de g ) . Les particules tombent très lentement vers le centre du nuage:

• en 1 jour, elles parcourent 3 cm, ce qui est dérisoire à l'échelle du nuage.

• en 100 millions d'années, le rayon aura diminué de 20%, ainsi l'unité de temps devient le milliard d'années.

     L'objet deviendra galaxie, car il renferme des domaines se contractant vite à l'intérieur desquels des secteurs se contracteront beaucoup plus rapidement encore. Si la densité atteint 30 protons au cm³, la gravitation assure la cohésion de 1000 masses solaires. Pour 1000 atomes/cm³, il faut 100 masses solaires et pour 10 000 atomes/cm³, il faut seulement 10 masses solaires.

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    Une galaxie étant un regroupement de milliards d'étoiles, il faut donc qu'elles se constituent.

   Or, nous sommes dans l'anti-chambre de l'étoile.

    La densité s'élevant, et des tourbillons naissants, la matière arrive à se constituer des pelotes qu'elle ne peut bientôt plus traverser librement. des embouteillages de particules se produisent. La densité augmente alors en flèche.

     L' hydrogène se trouve condensé en boules qui vont grossir de la matière rencontrée par elles et dont la contraction va s'accélérer. En quelques milliers d'années, elle connaît un rythme vertigineux, s'enrichissant toujours, d'un apport plus important. La dimension de la boule en est, elle, réduite à quelques milliards de km et en 1 an, elle est réduite à quelques millions de km.

    C'est alors que la boule s'allume. L'étoile est née.

  Au sein d'une galaxie, les différences de densité du nuage entraînent la formation de boules d'hydrogène, dont le diamètre égal 1 mois-lumière, soit 800 milliards de km. La contraction de la boule élève sa température interne, ce qui augmente les collisions entre les atomes. On a alors une énergie croissante due à des chutes toujours plus rapides. Plus compacte est la boule, plus forte est l'attraction qu'elle exerce. La température va donc toujours en augmentant, puisqu'une pesanteur croissante impose, vers le centre, une chute de plus en plus rapide.

  La force nucléaire va , alors , entrer en action

  Elle agit sur les protons et sa portée est très courte (1.10^-15 cm ). Il faut pour cela vaincre la force électrique qui repousse les charges identiques ( ex: l'aimant dont les pôles de même nom se repoussent). Pour que 2 protons s' unissent, il faut les lancer violemment l'un contre l'autre. Pour vaincre l'énergie de répulsion, il faut que la température soit très élevée : des millions de degrés. Cette température est atteinte par suite de la contraction qui accroît la pression. L'agitation qui en résulte permet alors la fusion nucléaire. Ne pas confondre avec la fission nucléaire qui cassent les noyaux. C'est l'inverse de la fusion.

   Si 2 protons fusionnent, ils constituent un groupe instable. Instantanément, 1 proton devient un neutron, tandis qu' 1 positron ( anti-électron ou "électron" positif) est éjecté et s'annihile au contact du premier électron (charge négative). Un électron disparaît, un couple proton-neutron se crée, constituant le noyau de deutérium. La boule change de nature, l' hydrogène devient deutérium grâce à la fusion.

   La fusion de 1 gramme d' hydrogène, libère 140 milliards de calories.

  L'étoile est née. Son diamètre est de quelques secondes-lumière.

   La contraction va s'arrêter momentanément, car elle est contre-balancée par la pression interne.

   Le deutérium ( 1 proton + 1 neutron ) va se transformer en hélium 3 ( 2 protons + 1 neutron ) à la température de 10 millions de degrés.

   Ainsi la naissance d'une étoile et le début de sa vie, se résume par la transformation de l'hydrogène en hélium.

   Le Soleil brûle 596 millions de tonnes d' hydrogène par seconde pour les transformer en 592 millions de tonnes d' hélium par seconde. La différence, c'est le rayonnement.

   Les 2 phases de la vie d'une étoile, la contraction d'une boule d'hydrogène et le développement des réactions thermonucléaires, couvrent des durées considérables.

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