Extrait du cours structure du cosmos

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4. – Les quasars
Les quasars sont des galaxies impossibles à distinguer des étoiles sur les clichés du ciel, d’où leur nom de quasars (abréviation de quasi stellar radio sources). Dans le domaine des ondes radio, elles se caractérisent par une émission très intense provenant d’une région très localisée au centre de la galaxie. Dans le domaine visible, elles sont en moyenne cent fois plus lumineuses que les galaxies normales. Elles sont également de puissants émetteurs de rayonnements γ, X et ultraviolets. Cette énergie est d’origine gravitationnelle provenant d’un trou noir massif siège d’une accrétion de la matière située dans son environnement.
Certains quasars sont entourés d’une enveloppe géante d’hydrogène ionisé qui peut s’étendre jusqu’à quelques centaines de kpc du centre (alors que le disque stellaire conventionnel s’étend jusqu’à 10 kpc, et le gaz jusqu’à 20 ou 30 kpc, dans une galaxie spirale standard). Grâce à l’énorme quantité d’énergie rayonnée par le noyau actif, la matière interstellaire peut-être chauffée et ionisée jusqu’à des distances très grandes, nous révélant ainsi l’existence d’une composante gazeuse aussi éloignée.
IV – LES ETOILES
1 – Evolution des étoiles
Les étoiles constituent une fraction importante de la masse de l’Univers (la Galaxie en contient une centaine de milliards). Elles naissent à partir des nuages interstellaires denses (nébuleuse) grâce à la gravitation qui compresse la matière du cosmos.
A un moment donné le nuage interstellaire atteint l’effondrement; c’est-à-dire une accrétion qui peut avoir lieu lorsque la pression interne devient insuffisante pour contrebalancer les forces d’autogravitation. La température augmente dans la partie centrale et il peut y avoir des réactions nucléaires (voir chapitre 2) qui donnent naissance à une étoile. Cette dernière se gonflera après quelques milliards d’années et elle peut évoluer de deux façons :
– Si sa masse est faible, elle évoluera en géante rouge semblable au soleil. La plupart des étoiles visibles sont dans le même stade d’évolution que le Soleil, c’est-à-dire qu’elles rayonnent l’énergie libérée par la combustion de l’hydrogène en hélium dans leur région centrale. Cette dernière subi une contraction; elle est beaucoup plus denses et plus chaudes (10 8K). Par contre l’enveloppe se dilate et refroidie. La phase géante rouge des étoiles a une durée d’environ 10 % la phase précédente. La matière finit par se condenser dans la partie centrale grâce à des fusions nucléaires et la géante rouge évolue en naine blanche.
– Si la masse est plus grande, l’étoile continue son évolution en passant par la phase géante rouge qu’elle travers évidemment plus rapidement pour évoluer une supergéante. Cette dernière subit une importante explosion qui disperse la plus grande partie de sa masse dans le milieu interstellaire.
L’étoile est alors une supernova. Les parties centrales des supernovae subsistent non sous forme de naines blanches mais d’étoiles à neutrons en rotation rapide qui émettent des ondes radio de façon très régulière et aussi très rapide appelées pulsars.. Les étoiles les plus massives peuvent devenir des trous noirs.
2. – Couleur et luminosité des étoiles
Les étoiles ne sont pas toutes de la même couleur. Si l’on regarde le ciel de plus près on se rend compte que certaines d’entres-elles sont rouges, d’autres sont bleues, d’autres sont jaunes, blanches…Cette différence de couleur provient essentiellement d’une différence de température superficielle des étoiles. Ces dernières ne montre pas également la même luminosité.
Il existe une relation entre la luminosité, la couleur et la température qu’on peut résumer sur le diagramme de Hertzprung-Russell (fig.7). 3. – Les constellations
Une constellation est un regroupement d’étoiles visibles à l’oeil nu qui sert pour se repérer dans le ciel. Les constellations portent des noms d’animaux, d’objets ou de personnages religieux et mythologiques. Le ciel compte 88 constellations (voir TD).
V. – LA COMPOSITION DU MILIEU INTERSTELLAIRE
C’est un milieu extrêmement dilué et également très hétérogène; on y trouve à la fois des régions ionisées, des molécules, de la poussière, des nuages relativement denses (10 3 particules par cm 3 (10 4) et froids (100 K), entourés d’un milieu très dilué (de 0,01 à 10 particules par cm3) et chaud K).
Dans les zones relativement denses on distingue :
– Les nuages moléculaires, qui sont des nuages relativement denses (10 3 à 10 4 atomes par cm) ; leur température est seulement de quelques Kelvin. La grande densité de la matière empêche les photons d’y pénétrer. Le gaz s’y trouve sous forme moléculaire. C’est dans ces nuages que se forment les étoiles.
– Les régions H II sont des régions chaudes, composées d’hydrogène ionisé, chauffées par des étoiles jusqu’à une température de 1.000 °K.
– Les restes de supernovae qui sont des nuages de matières issues des couches externes de l’étoile, lorsqu’elle explose.
Parmi les régions diffuses, on trouve :
et dont la température varie entre 50 et 150 °K. Ces nuages ne sont pas chauffés par des étoiles, l’hydrogène reste donc sous forme atomique.
– Les régions H I, composées d’hydrogène neutre, de densité faible 1 atome par cm
– Les régions inter nuages, de densité très faible (0,05 à 0,2 atome par cm3) et de température de 6000 °K.
VI – LES DIMENSIONS DE L’UNIVERS
Si la masse de l’Univers (par mètre cube) est importante, supérieure à une valeur critique, les forces de gravitation seront importantes; ils tendant à faire rapprocher les objets massifs et l’expansion sera ralenti. L’Univers serait fini et il s’effondrera sur lui-même en un Big Cruch, symétrique du big bang.
Si la masse de l’Univers est moins importante, inférieure à une valeur critique, les forces de gravitation seront faibles; et l’expansion se poursuivra étrnellement en s’accentuant. L’Univers serait spatialement infini (fig. 8).
Si la masse est égale à cette valeur critique, l’Univers est dit « plat » et son expansion ralentirait sans jamais s’arrêter.
La valeur critique de la masse (une sorte de point d’équilibre entre l’expansion et la gravité) calculée de l’ordre de 5.10 -30 gramme de matière par mètre cube d’Univers en moyenne, c’est à dire 3 atomes d’hydrogène par mètre cube
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Structure du cosmos (172 KO) (Cours PDF)