Histoire de l’univers Pourquoi l’histoire de l’univers ?

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2 Histoire de l’univers Pourquoi l’histoire de l’univers ?
Questions « simples » ou élémentaires : De quoi sont composés les éléments qui nous entourent ? Molécules Atomes Quarks Comprendre les origines de notre environnement proche, des éléments qui nous entourent nécessite de remonter (toute) l’histoire de l’univers Astronomie = observation Observer loin dans l’espace = observer loin dans le temps Mettre en place une histoire qui servira de trame de temps, de dimension et de température sur laquelle on pourra ensuite zoomer lors d’autres exposés

3 Début de l’univers Début = Marche arrière jusqu’à la limite : Avant ?
+/- 15 milliards d’années (13,7) Température 1 milliard de milliard de milliard de degrés Densité infinie Magma explosif de quarks = Chaud, dense, explosif, « lumineux » Avant ? Équations impuissantes actuellement Besoin d’une théorie quantique de la gravité Candidat : théorie des « supercordes »

4 Big Bang – modèle standard
Temps = « 0 » : Big Bang Création du temps et des 3 dimensions Création matière et antimatière Déséquilibre : 1/16 de la matière en plus (?) Température passe de 1012 à 1010 degrés. Une gigantesque annihilation : Particules / antiparticules se transforment en photons Temps = seconde =0, s (limite de Planck de la théorie quantique) la matière de l'univers correspond à une "purée" de quarks, d'électrons et de positons baignant dans une énergie énorme (T° > mille milliards de degrés) phase d'expansion jusqu'à s après le Big Bang. La température est trop élevée, la matière trop dense, les électrons sont libres : Le big bang est invisible !

5 Big Bang – modèle standard
Temps = seconde =0, s (limite de Plank de la théorie quantique) la matière de l'univers correspond à une "purée" de quarks, d'électrons et de positons baignant dans une énergie énorme (T° > mille milliards de degrés) phase d'expansion jusqu'à s après le Big Bang. La température est trop élevée, la matière trop dense, les électrons sont libres : le big bang est invisible !

6 Les forces nucléaires Temps = 1µs =0, s : mise en action de la Force Forte la force nucléaire forte va devenir supérieure à l'agitation des quarks et va les lier entre eux (grâce aux gluons!) trois par trois pour former les protons et neutrons Temps = +/- 1min : Mise en action de la Force Faible Température n'est plus que de 3-10 milliards de degrés l'énergie thermique devient inférieure à la force faible. La nucléosynthèse initiale, avec la formation des noyaux atomiques légers à partir de la liaison des protons et neutrons peut alors débuter. Protons + électrons forment l’Hélium, l’Hydrogènes et quelques éléments lourds Expansion et refroidissement pendant … 1 million d’années

7 Rayonnement du fond du ciel mesuré par la sonde WMAP
Et la lumière fut … Expansion et refroidissement pendant … 1 million d’années Temps = ans : composition de l’univers électrons noyaux d'Hydrogène (protons) noyaux de deutérium 2H, 3He,4He 7Li Rayonnement du fond du ciel mesuré par la sonde WMAP La densité de matière étant plus faible, les photons peuvent circuler l'univers devient transparent Le rayonnement résultant est celui, découvert par Penzias et Wilson en 1963 et aujourd'hui refroidi à -270 degrés Celcius

8 Naissance des Galaxies
Temps > ans : Mise en action de la force Electro-Magnétique Température < 3000 degrés univers est rouge comme le fer chauffé dans les forges terrestres naissance des atomes protons + électrons = Hydrogène Naissance de quelques molécules comme la molécule d'H2 Expansion et refroidissement… Temps > ans : la gravité devient + forte que les force thermiques La purée d’atome d’Hydrogène et d’hélium se condense en grumeaux (phénomènes mal compris) Gravité engendre la rotation Apparition des galaxies, des amas et super amas de galaxies Rotation et influences mutuelles fortes des galaxies entre elles (éloignement = seulement 10x leurs tailles)

9 RESUME - début de l’univers
Organisation Expansion / dilution / refroidissement Les forces cimentent et organise la structure de l’univers On passe du chaos hyper énergétique aux galaxies Expansion, entropie et poubelle infinie L’expansion se fait à entropie constante = phénomène reversible permet le rejet d'entropie création étoile / planête = organisation Rejet d’entropie sous forme de rayonnement infrarouge L’expansion permet d'avoir une poubelle toujours + grande donc pas de réchauffement

10                                                                                                      Une animation de l'histoire de l'Univers                                                                                                                                                                                                                                                                                      ANIMATION FLASH

11 Naissance des étoiles Univers après la nucléosynthèse primordiale :
90% H, 10% Hé Les étoiles se forment au sein des nébuleuses par phénomène d’accrétion Au moment où le nuage devient suffisamment concentré, la gravité fait le reste. Elle engendre l'effondrement du nuage, ce qui compresse de plus en plus les molécules, et le nuage commence à se réchauffer. Si la masse est suffisamment importante, la nébuleuse se comprime encore plus et les réactions nucléaires entrent en jeu. Nous avons alors une proto-étoile. Celle-ci commence alors à émettre lumière et chaleur.

12 Vie des étoiles Noyaux très chauds : 20-100 millions de degrés
Séquence principale = 90% des étoiles actuelles dont le soleil Transformation de H en He Noyau encore plus chaud : 20 à 100 millions de degrés Les réactions nucléaires dégagent de l’énergie sous forme de rayonnement au cœur de l’étoile qui sort en surface sous forme de lumière visible Phase géante rouge (Beltegeuse et Antares) Hélium se combine : x3 = Carbone, x4 = Oxygène, x5=Néon = brique élémentaires des molécules de la vie Noyau encore + chaud Phase suivante Le Carbone se combine et donne du Sodium, de l’Aluminium, du Magnésium = composants des pierres

13 Vie des Etoiles Cas des atomes les plus lourds :
Possibilité de créer du fer par Si+Mg mais réaction endothermique : refroidissement brutal du noyau qui ne supporte alors plus les couches externes, et s’effondre Réchauffement brutal et explosion avec des pics de température autour de 5 Milliards de degrés Permet la formation des noyaux lourds : le fer (26 protons) D'autres atomes sont créés par capture des neutrons émis lors de l’explosion : Plomb, Uranium Cas des éléments légers et fragiles : Li, Be, Bo Fragiles, ne supportent pas les hautes températures, donc impossibles à créer dans coeur des étoiles Créés entre les étoiles à partir des éléments et du flux de particules stellaires : collision de proton + noyau Oxygène

14 Milieu Interstellaire : un fantastique labo
Lambeaux d’étoiles = milieu en cours de refroidissement, enrichi par les éléments lourds éjectés par les étoiles Noyaux capturent des électrons et deviennent des atomes Les atomes se combinent en molécules : Eau Gaz carbonique Alcool éthylique Amoniaque, méthane Formation des grains de poussière : Atomes (Al, MG, Si) s’organisent en réseaux cristallins = nuages interstellaires opaques Des glaces se déposent : eau, gaz carbonique = micro planètes

15 RESUME Début Univers : Vie des Galaxies : Vie des étoiles :
Organisation, du chaos aux galaxies Vie des Galaxies : passage de nébuleuse gazeuse aux étoiles Vie des étoiles : Transformation de l’hydrogène en éléments lourds Mort des étoiles : Distribution des éléments lourds dans le milieu interstellaire

16 Création du système solaire
Temps = 10 Milliards d’années Naissance du soleil et des planètes à partir des éléments laissés par les étoiles de première génération Coup de pouce : Ondes de choc provenant d'une supernova, effet de marée provenant de la galaxie, passage d'un amas d'étoiles, etc. Création du Soleil Gravité et rotation installe les poussières dans un disque Proche du soleil les gaz s’évaporent Gravité accumule les poussières en grumeaux de + en + gros (densité 3) Collisions créent des corps solides de plus en plus gros Collisions dégagent beaucoup de chaleur                          Grande nébuleuse d'Orion (M42) pépinière d'étoiles

17 Vie des planètes Evacuation de la chaleur initiale :
Convection, Volcanisme, Tectonique des plaques, Création de montagnes Phobos : gros caillou très vite froid Lune/ Mercure : + gros, vie de 100 millions d’années Mars : en fin de vie Terre : encore beaucoup de chaleur Histoire des planètes = histoire de leur refroidissement

18 Cas de la Terre Tant que la terre est chaude Refroidissement
Molécules d’eau contenues dans la pierre liquide Refroidissement Création d’une croûte externe La pierre se solidifie et éjecte son eau sous forme de gigantesques geysers L’eau reste en vapeur au dessus de la terre (cas de Vénus) Refroidissement : pluies, puis océans Résumé du parcours de l’eau : Noyau d’oxygène se forme dans les étoiles Se combine avec hydrogène dans milieu interstellaire Se dépose sur les grains de poussières S’accumule dans la nébuleuse protosolaire Même phénomène pour le gaz carbonique.

19 Naissance de la vie L'étude des roches anciennes a révélé que la vie était apparue sur terre il y a près de millions d'années. A cette époque, la Terre était très peu accueillante. L'air était dense et nocif. Les comètes et les météorites pleuvaient sur la planète. La Terre était un monde liquide sans aucune parcelle de terre sèche. Il y a 30 ans, les scientifiques pensaient que la vie était née dans les lacs et les océans. La lumière et les ultra-violets du Soleil divisèrent les gaz riches en hydrogène dans l'atmosphère. Les éléments se réunirent pour former des composés chimiques plus grands et plus complexes. Ces composés se rassemblèrent dans les océans et constituèrent une 'soupe organique'. Un jour, un accident se produisit. Une molécule commença à se copier elle-même. La Terre avait engendré la vie.

20 Histoire de l’univers sur un an
Échelle : 1 an = 15 milliards d'années, âge estimé du Big Bang,  1  jour = 41 millions d'années,  1 seconde = 500 ans ; 1 milliard d’années = 24 jours ; 1 million d’années = 0,6 h = 36 min Big Bang et formation de l'hydrogène et de l'hélium : le 1er janvier à 0 h Formation de la Voie Lactée (et des autres galaxies)  : vers la  fin  janvier Plusieurs cycles : Nébuleuses,  formations d'étoiles, géantes rouges, super-novae et synthèse d'éléments chimiques, pollution de nébuleuses, formation d'étoiles de deuxième génération, etc ...  dans notre galaxie. de février à août De nombreuses super-novae explosent près de notre nébuleuse les 30 et 31 août

21 Histoire de l’univers sur un an
origine de la Terre et du système solaire Formation de la Terre et du système solaire : Dans la journée du 31 août (ne dure qu'une petite journée) Plus  vieux minéraux connus (zircon australien) : le  6 septembre Plus vieilles roches connues (Lac des esclaves, Canada) : le 12 septembre Premières traces de vie connues  (matière organique riche en C12, Groenland) : le 16 septembre Premiers fossiles  connus (bactéries et stromatolites, Australie) : le 24 septembre Plus vieille glaciation connue (il y en aura des dizaines d’autres jusqu'à nos jours) Le 15 octobre Plus vieilles traces (chimiques) connus de cellules eucaryotes : le 25 octobre Maximum de création de croûte continentale, ralentissement de la convection mantellique, établissement de la tectonique des plaques « à la mode actuelle » ) avec successions d’ouvertures, de subductions, de collisions, de formation de pangées, de dislocation  … qui durent jusqu'à nos jours le 31 octobre

22 Histoire de l’univers sur un an
fin de l'archéen et début du protérozoïque Apparition de l'oxygène  libre  dans l'atmosphère : Vers le 10 novembre Apparition des métazoaires et metaphytes complexes (algues complexes , Vers, méduses, ...)  : Vers le 10 décembre GlaciationS généraliséeS (boule de neige) : les décembre Formation puis dislocation de l'avant dernière Pangee : Les décembre début du primaire Apparition des coquillages  et  crustacés … (explosion cambrienne)  : le 18 décembre Apparition de premiers poissons : le 19 décembre Apparition de végétaux, puis animaux terrestres : le 20 décembre  Avant dernière glaciationS  : Les décembre Formation puis dislocation de la dernière pangée  : 25 décembre

23 Histoire de l’univers sur un an
début du secondaire Apparition des Mammifères et des Dinosaures : nuit du décembre Dépôt du calcaire Urgonien dans les Alpes nuit du 29 décembre Fin des dinosaures : le  30 décembre, 10 h du  matin début du tertiaire Formation des Alpes : du 29 au 31 décembre Début des glaciations mio-plio-quaternaire dans l'hémisphere sud 31 décembre vers 12 h Début des glaciations plio-quaternaire dans l’hémishere nord : le 31 décembre, vers 21 h 30 (avec alternance + ou – froid toutes les 4 mn) Toumai le 31 décembre vers 21h Lucie : le 31 décembre vers 22 h 30

24 Histoire de l’univers sur un an
début du quaternaire Lascaux : le 31 décembre à 23 h 59 mn et 26 s Pyramides de Chéops : le 31 décembre, 6ème coup de minuit Aujourd'hui : le 31 décembre, au 12ème coup de minuit et pour plus tard Vaporisation de la Terre  (le soleil deviendra géante rouge) …. …………… ………..début mai prochain Mort du soleil …………………………………………… ………………………….Vers le 10 mai  prochain

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26 Notes

27 IMAGES

28 Dimensions de l’univers