astrophysique - astronomie.

astrophysique - astronomie. 1 PRÉSENTATION astrophysique, branche de l'astronomie qui étudie la nature des corps célestes, leur formation et les lois physiques qui régissent leur évolution. 2 OBJET Les astrophysiciens observent en particulier les rayonnements émis par les astres : détermination de leur intensité et de leurs variations au cours du temps, analyse spectroscopique du rayonnement sur l'ensemble du spectre électromagnétique. Cette dernière information est ensuite interprétée au moyen de modèles théoriques, qui expliquent les mécanismes d'apparition et d'émission du rayonnement. Les études du rayonnement permettent de déterminer la nature des atomes, leur répartition et leurs niveaux d'énergie dans le système rayonnant. Les astrophysiciens utilisent également les lois de la thermodynamique pour évaluer la température et la pression dans les corps. En général, on différencie l'astrophysique des hautes énergies, qui étudie les rayonnements gamma, X et ultraviolet, de l'astrophysique des basses énergies, qui s'intéresse aux rayonnements visible, infrarouge et radio. 3 ÉTUDE DES ÉTOILES Les étoiles font partie des corps célestes les mieux compris. Les intensités relatives des raies du spectre d'une étoile fournissent de précieux renseignements sur l'astre. Ainsi, on peut évaluer la température superficielle de l'étoile d'après les lois du rayonnement thermique. Si la distance de l'étoile à la Terre est connue, la luminosité de l'étoile est la somme des intensités observées à toutes les longueurs d'onde. On peut alors déterminer le rayon de l'étoile à partir de la luminosité, qui est l'énergie émise par unité de surface multipliée par la superficie de l'astre. Lorsque l'on étudie le spectre d'une étoile à une résolution élevée, on observe de nombreuses raies sombres à des longueurs d'onde particulières : la lumière émise par les couches profondes est absorbée par les atomes des couches plus froides situées au-dessus. La nature des atomes présents dans l'étoile peut alors être identifiée en comparant les raies d'absorption d'une étoile à celles de gaz connus. On peut également calculer la température et la pression de l'atmosphère, ainsi que les quantités relatives des éléments chimiques. La plupart des étoiles appartiennent à une « séquence principale «, dans laquelle la température et la luminosité augmentent avec la masse. Quelques étoiles sont beaucoup plus brillantes et en conséquence beaucoup plus grandes que les étoiles d'une séquence principale de température identique. Ces étoiles très brillantes sont appelées supergéantes rouges. De nombreuses étoiles sont beaucoup plus sombres, et donc beaucoup plus petites que les étoiles d'une séquence principale à la même température. C'est par exemple le cas des naines blanches (1 p. 100 de la taille du Soleil) et des étoiles à neutrons (0,001 p. 100 de la taille du Soleil). L'intérieur des étoiles a été décrit par des modèles théoriques, établis en tenant compte de la force de gravité qui provoque l'effondrement de l'étoile sur elle-même, et de la pression des gaz surchauffés qui tend à dilater l'astre. Les températures élevées au sein des étoiles engendrent également un flux de chaleur de l'intérieur de l'étoile vers l'extérieur. Si l'étoile est en équilibre, cette perte de chaleur doit être compensée par l'énergie libérée par les réactions nucléaires (voir énergie nucléaire). Au fur et à mesure de l'épuisement des différents combustibles nucléaires, l'étoile évolue lentement, et le coeur se contracte en atteignant des densités de plus en plus élevées. Pour les étoiles de faible masse, ce processus s'achève lorsque les couches externes sont graduellement éjectées pour former une nébuleuse planétaire. Le coeur se refroidit alors pour former une naine blanche. Les étoiles plus massives deviennent instables : au cours de leur évolution, leur coeur s'effondre soudain pour former une étoile à neutrons, ou trou noir, et l'énergie ainsi libérée éjecte les couches externes à très grande vitesse, dans une explosion gigantesque appelée supernova. 4 ÉTUDE DES GALAXIES Les galaxies sont des systèmes géants d'étoiles, à très grande distance les uns des autres. Elles contiennent également de la matière interstellaire sous forme de gaz diffus et de particules de poussière, traversés par de faibles champs magnétiques qui piègent des particules énergétiques chargées, les rayons cosmiques. Il existe deux formes de galaxies. Les galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale, contiennent une faible quantité de matière interstellaire ; les galaxies en spirale, disques très aplatis en rotation, possèdent de la matière stellaire et un grand nombre d'étoiles plus ou moins massives, la matière dessinant une spirale dans le disque. Le noyau de certaines galaxies renferme des sources actives de particules relativistes (dont les vitesses approchent celle de la lumière). Ces sources émettent des ondes radio, des rayons X et des ondes appartenant au domaine de la lumière visible. Ce phénomène concerne les galaxies elliptiques et les galaxies spirales. Les quasars semblent être des formes extrêmes d'une telle activité. Ils peuvent être cent fois plus lumineux que toutes les étoiles de la galaxie. Actuellement, l'origine de la source d'énergie dans les galaxies actives reste incertaine. Les modèles théoriques des galaxies sont établis d'après l'échange de matière et d'énergie entre les étoiles et la matière interstellaire. Une galaxie en formation est uniquement constituée de gaz qui engendrent ensuite les étoiles. Les supernovae qui apparaissent parmi ces étoiles rejettent dans l'espace de la matière enrichie en éléments lourds. Ainsi, la matière interstellaire qui entre dans la composition de nouvelles générations d'étoiles est enrichie en éléments lourds. Dans les galaxies elliptiques, le processus est en grande partie accompli, et il reste peu de matière interstellaire. Cependant, dans les galaxies spirales, une grande quantité de matière interstellaire subsiste. Le taux de formation d'étoiles y est bien plus élevé dans les branches de la spirale que dans le coeur. Visiblement, des ondes de densité spirale compriment la matière interstellaire en des nuages sombres, et ceux-ci s'effondrent ultérieurement pour former de nouvelles étoiles. Voir aussi Voie lactée. 5 COSMOLOGIE La cosmologie cherche à comprendre la structure de l'Univers. La cosmologie moderne est fondée sur une découverte de l'astronome américain Edwin Hubble en 1929. Celui-ci montra que toutes les galaxies s'éloignent les unes des autres à des vitesses proportionnelles à leurs distances relatives. En 1922, l'astronome russe Alexandre Friedmann affirma que l'Univers avait partout la même densité de matière. En utilisant la théorie générale de la relativité d'Albert Einstein pour calculer les effets gravitationnels, il démontra que l'Univers devait trouver son origine dans un état singulier de densité infinie, et connaître à partir de là une expansion semblable à celle observée par Hubble. Aujourd'hui, la plupart des astronomes se rallient à cette théorie du big bang, qui fut renforcée au début des années 1980 par la théorie inflationniste. Le big bang se serait produit il y a 10 à 20 milliards d'années. En 1965, on découvrit un rayonnement cosmique de micro-ondes uniforme dans toutes les directions, qui correspondrait aux traces du rayonnement émis lors du big bang (voir rayonnement de fond du ciel). Les théoriciens ne savent toujours pas si l'Univers est en expansion infinie. Le coeur du problème est la masse de matière que l'on estime dans l'Univers : à ce sujet, les hypothèses actuelles ne correspondent pas tout à fait aux prédictions de la théorie du big bang. Selon ces estimations, la gravitation ne serait pas assez forte pour arrêter l'expansion. Certains scientifiques défendent toutefois le concept d'un Univers oscillant. Celui-ci ne peut exister que si sa masse réelle est supérieure à celle qui a été estimée. Ainsi, les scientifiques supposent que la masse manquante existe dans l'espace intergalactique ou dans les trous noirs. D'après une autre théorie, la particule appelée neutrino a une masse non nulle, contrairement à ce qui est admis. Or ces particules sont innombrables dans l'Univers. La masse totale de toutes ces particules suffirait donc pour maintenir indéfiniment l'Univers en expansion et en contraction. Voir aussi origine de l'Univers. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.