• Les étoiles y sont très éloignées les unes des autres.

Exemple: l’étoile la plus proche du Soleil dans notre galaxie est environ à 4 a.l. du Soleil. 

• Les galaxies sont en mouvement les unes par rapport aux autres, et les objets qu’elles contiennent sont en mouvement à l’intérieur.

Exemple : généralement, les galaxies s’éloignent les unes des autres ; les bras spiraux de notre galaxie sont en rotation à une vitesse d’environ 250 km/s, et le soleil en fait le tour en 240 Ma environ. 

• Les différents types de galaxie et notre voie lactée : spiral galaxies, elliptical galaxies, barred spiral galaxies.

• Les amas de galaxies: les galaxies ne se répartissent pas par hasard, elles ont tendance à se regrouper en amas. 

Exemple : la Voie lactée fait partie de l’amas local (avec la nébuleuse d’Andromède (M31) et le grand nuage de Magellan) des superamas existaient (Ex : le superamas de la Vierge, qui contiendrait l’amas local, avec au centre la galaxie spirale Messier 81).

L’effet Doppler appliqué à la vitesse d’éloignement des galaxies : le décalage vers l’infrarouge est d’autant plus fort que la galaxie est éloignée. A partir de ce décalage, on peut remonter à une vitesse.

• Loi de Hubble : les galaxies s’éloignent de nous d’autant plus rapidement qu’elles sont lointaines : v = H *d avec v la vitesse de récession (km/s), calculée en utilisant le décalage spectral de H ou He (effet Doppler) d la distance en Mpc H la constante de Hubble (s-1 ); donc 1/H est homogène à un temps et peut donc donner une estimation de l'âge de l’Univers (13.7 Ga environ = Age du Big Bang).

• Rappel : après une fraction de seconde après le Big-Bang (environ 10^-6 s et 3 mn) : les quarks se combinent 3 par 3 pour former les protons et les neutrons. → La température est tombée aux environs du Ma de degré, et l’énergie des particules devient comparable à celle qui lie les nucléons (donc ils ne sont pas détruits). 

• Entre 10^-6 s et 3 mn : les protons et neutrons s’associent pour former des noyaux de 1 à 4 nucléons (H (=1 proton=p, Deutérium ( 2H), Hélium ( 3He, 4He) …) : 

= Formation de Deutérium (2 nucléons dont 1 proton) / formation de Tritium (3 nucléons dont 1 proton) / formation de 4He (4 nucléons dont 2 protons).

•  La nucléosynthèse s’arrête à 4He car c’est un noyau très stable (grande énergie de liaison) et la température continue de décroitre ne favorisant pas ainsi la formation de noyaux plus lourds (la fusion s’arrête).

Étoile de même masse que le Soleil :

1. Séquence principale : L'étoile fusionne l’hydrogène en hélium.

2. Géante rouge : Une fois l’hydrogène du noyau épuisé, l’étoile se dilate et refroidit.

3. Nébuleuse planétaire : L’étoile expulse ses couches externes.

4. Naine blanche : Le cœur restant devient dense et chaud.

Étoile beaucoup plus massive :

1. Séquence principale : Fusion rapide de l’hydrogène en hélium.

2. Supergéante rouge : Fusion de noyaux plus lourds (jusqu’au fer).

3. Supernova : Explosion massive en fin de vie.

4. Résidu final : Formation d’une **étoile à neutrons** ou d’un **trou noir**.

Quand et où ? 

- Elle s’est produite quelques minutes après le Big Bang.

- Les conditions : température et densité extrêmement élevées.

Éléments produits :

- Hydrogène (H) : 75 %.

- Hélium (He) : 25 %.

- Lithium (Li), béryllium (Be), et des traces de bore (B) (en petites quantités).

Les éléments plus lourds n’ont pas été formés à ce stade car la température a rapidement diminué.

Étoile de faible masse (comme le Soleil) :

- Fusion de l’hydrogène en hélium (séquence principale).

- En fin de vie : formation d’éléments comme le carbone (C) et l'oxygène (O) dans le noyau.

Étoile massive :

- Fusion successive de noyaux plus lourds :

 - Hydrogène → Hélium.

 - Hélium → Carbone, Oxygène.

 - Carbone → Néon, Magnésium.

 - Jusqu’au fer (Fe), où la fusion devient énergétiquement défavorable.

Après supernova :

- Formation d’éléments très lourds (uranium, or, plomb) via des processus rapides comme le processus r.

Où et comment ?

1. Nucléosynthèse primordiale :

  - Lithuim (Li) en petite quantité.

2. Interactions cosmiques (spallation cosmique) :

  - Collision des rayons cosmiques avec des noyaux dans le milieu interstellaire produit Li, Be, et B.

3. Intérieur des étoiles :

  - Peu formés dans les étoiles elles-mêmes car ils sont détruits à haute température.