du Big Bang à la fin des temps

Présentation au sujet: "du Big Bang à la fin des temps"— Transcription de la présentation:

1 du Big Bang à la fin des temps
L’univers du Big Bang à la fin des temps

2 I – l’univers aujourd’hui
1° - l’univers est grand

3 antipode  km km la lune

4 antipode  la lune   41 M km Vénus

5 antipode  Cette distance sert d’unité de longueur à l’intérieur du système solaire la lune  Vénus  150 M km le soleil

6 dernière planète visible à l’œil nu
antipode  la lune  Vénus  le soleil   1,6 G km Saturne

7

8 dernière planète visible à l’œil nu
antipode  la lune  Vénus  dernière des anciennes « 9 planètes », déclassée au rang de « petite planète » le soleil   1,6 G km Saturne 6 G km Pluton

9 17 G km (16 janvier 2011) Voyager 1 antipode  la lune 
Distance de Voyager 1 : 17,2 109 km = 115,9 ua = 16 h-l Vitesse : 17 km/s = km/h = 3,6 ua/a Fin 2010 Voyager 1 est sorti de la zone d’atteinte du vent solaire Vénus  le soleil  Pluton  17 G km (16 janvier 2011) Voyager 1

10  130 G km Sedna (avril 2004) orbite de Pluton antipode  la lune 
Vénus  le soleil  Pluton  Voyager 1   130 G km Sedna (avril 2004)

11 2.-10.000 G km nuage d’Oort (comètes)
antipode  orbite de Sedna la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  G km nuage d’Oort (comètes)

12 Noter cette nouvelle unité de longueur : 1 a-l = 9,46 1012 km
antipode  la lune  Noter cette nouvelle unité de longueur : 1 a-l = 9, km Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort  G km = 4,3 a-l  du Centaure

13 les dernières étoiles visibles à l’œil nu
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort   Cent.  les dernières étoiles visibles à l’œil nu

14 28.000 a-l centre de la Voie lactée
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort   Cent.  a-l centre de la Voie lactée étoiles œil  a-l étoiles les plus lointaines

15 = 20 milliards de milliards de km !
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort   Cent.  étoiles œil  centre VL  = 20 milliards de milliards de km ! 2,1 M a-l Messier 31 (Andromède)

16 39 M a-l Virgo, notre amas « local »
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort   Cent.  étoiles œil  centre VL  le centre de 39 M a-l Virgo, notre amas « local » Andromède

17 280 M a-l Coma, un amas voisin
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort   Cent.  étoiles œil  centre VL  Andromède 280 M a-l Coma, un amas voisin Virgo 

18 = 12.000 milliards de milliards de km !
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort   Cent.  étoiles œil  centre VL  Andromède Virgo  Coma  13,0 G a-l record 2003 : un quasar = milliards de milliards de km !

19 = 12.000 milliards de milliards de km !
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort   Cent.  étoiles œil  centre VL  Andromède Virgo  13,2 G a-l record 2004 : une galaxie Coma  13,0 G a-l record 2003 : un quasar = milliards de milliards de km !

20 13,2 G a-l record 2004 : une galaxie
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  Sedna  N. d’Oort   Cent.  étoiles œil  centre VL  Andromède Virgo  13,2 G a-l record 2004 : une galaxie Coma  13,0 G a-l record 2003 : un quasar horizon  13,7 G a-l l’horizon cosmologique

21 (sert juste à conserver le tableau des distances)
antipode  la lune  Vénus  le soleil  Pluton  diapositive masquée (sert juste à conserver le tableau des distances) Sedna  N. d’Oort   Cent.  étoiles œil  centre VL  Andromède Virgo  Coma  quasars  horizon 

22 Comment mesure-t-on toutes ces distances ?
(1) jusqu’à quelques centaines d’a-l, on utilise le mouvement apparent dans le ciel (parallaxe été-hiver)

23 Combien d’années-lumière dans un parsec ?

24 1 pc = 3,26 a-l

25 (2) jusqu’à quelques centaines de millions d’a-l, on utilise les céphéides comme « chandelles standard »

26 (2) jusqu’à quelques centaines de millions d’a-l, on utilise les céphéides comme « chandelles standard » mesure  période et luminosité période  luminosité intrinsèque rapport des deux luminosités  d

27 (2) jusqu’à quelques centaines de millions d’a-l, on utilise les céphéides comme « chandelles standard » (3) au-delà on utilise comme « chandelles standard » certains types de supernovas (de luminosité intrinsèque connue)

28 I – l’univers aujourd’hui 2° - l’univers est structuré
1° - l’univers est grand 2° - l’univers est structuré

29 La matière que nous voyons est essentiellement sous la forme :
(1) d’étoiles (2) de grands nuages de gaz et de poussières

30 Cette matière est regroupée en galaxies, soit spirales...
Noter le bulbe (avec souvent au centre un trou noir très massif)

31 voire parfois irrégulières
...soit elliptiques, Chaque galaxie rassemble  étoiles (dix à cent mille milliards !) voire parfois irrégulières

32 Des milliards de galaxies à la portée de nos télescopes...
Plus de galaxies répertoriées dans ce tout petit coin de ciel ! 1/10 diamètre apparent de la lune

33 Les galaxies vont par groupes d’une cinquantaine...
Notre groupe « local »

34 Les groupes se rassemblent en amas et super-amas
Notre super-amas « local »

35 et les millions d’amas et super-amas tissent une toile d’araignée assez énigmatique...

36 Two Micron All Sky Survey

37 L’univers I – l’univers aujourd’hui 1° - l’univers est grand
2° - l’univers est structuré 3° - l’univers est bavard

38 La lumière visible n’est qu’une toute petite partie du rayonnement que nous recevons de l ’univers

39 Voici p.ex. plusieurs images de la même galaxie :
rayons  radio infrarouge rayons X visible

40 Le rayonnement ne nous renseigne pas que sur la position des objets célestes, il nous renseigne aussi sur : la température,

41 les compositions chimiques,

42 plein d’autres choses encore comme la densité et la taille des poussières,
infrarouge  = 1 mm

43 certaines réactions nucléaires,
le ciel en rayons 

44 le taux de production de certains isotopes etc. etc.
26Al

45 L’image la plus étonnante est celle que l’univers nous présente aux longueurs d’onde de 2 à 20 cm
De toutes les directions nous recevons le même rayonnement et c’est celui d’un corps noir à 2,7 K C’est le RDC, « rayonnement diffus cosmologique » (ou CMB, « cosmic microwave background »)

46  T = 2,736 K

47 Les fluctuations du RDC, quoique minuscules (< 10-4), sont fondamentales pour comprendre l’univers ; elles sont désormais cartographiées très minutieusement

48 Enfin, le rayonnement nous indique aussi :
la composante radiale des vitesses (effet Doppler)

49 Dès 1929, Hubble montre qu’aux vitesses de révolution se superpose un mouvement général d’expansion

50 Cette expansion de l’univers est désormais attestée sur une très grande gamme de distances

51 On vient même de découvrir…
…que l’expansion s’accélère ! (un tout petit peu)

52 L’univers I – l’univers aujourd’hui II – l’univers hier
1° - l’univers est grand 2° - l’univers est structuré 3° - l’univers est bavard II – l’univers hier 1° - l’univers est vieux

53 (1) le mouvement d’expansion
Trois approches indépendantes : (1) le mouvement d’expansion Si une galaxie s’éloignant de nous à la vitesse v est aujourd’hui à la distance d, elle était tout près il y a d/v années, or c’est une constante (1/H)  Ga (2) l’âge des plus vieux amas globulaires Les amas globulaires rassemblent des milliers d’étoiles ( ), très certainement nées en même temps. La durée de vie d’une étoile n’étant fonction que de sa masse, l’âge d’un amas est approximativement égal à la durée de vie de la plus grosse étoile survivante :  Ga (2) l’âge de certains éléments chimiques Les noyaux radioactifs sont fabriqués en permanence dans notre galaxie et se désintègrent parallèlement. Connaissant les rapports isotopiques de p. ex. U, Th ou Re, on peut calculer quand a commencé leur fabrication :  Ga

54 Aux dernières nouvelles (2004) l’âge de l’univers serait même précisément de 13,7  0,2 Ga
Avec les objets les plus lointains observés récemment (13,2 G a-l), on commence à s’approcher sérieusement de l’horizon cosmologique…

55 L’univers I – l’univers aujourd’hui II –l’univers hier
1° - l’univers est grand 2° - l’univers est structuré 3° - l’univers est bavard II –l’univers hier 1° - l’univers est vieux 2° - l’univers a été jeune

56 (1) le Big Bang (2) l’expansion (3) les ères successives
L’univers de sa naissance à l’âge adulte, en trois mots (1) le Big Bang La théorie du Big Bang consiste à imaginer que l’espace était initialement de taille nulle (ou très petite) et donc que l’univers, de même énergie totale qu’aujourd’hui, avait une densité et une température infinies (ou très grandes) (2) l’expansion La suite se résume à une expansion adiabatique et donc à un refroidissement, la même énergie se trouvant répartie dans un espace de volume croissant (3) les ères successives Comme celui de n’importe quel matériau, le refroidissement de l’univers a été marqué par un certain nombre de changements d’état, jusqu’au stade actuel

57 En gros la température à décru proportionnellement à 1/t1/2

58 La physique n’est pas encore à même de décrire le tout début, faute d’une théorie unifiant physique quantique et relativité générale (« très grande unification »)

59 Vient ensuite une série d’événements, dont notamment :
une courte période d’inflation rapide

60 Vient ensuite une série d’événements, dont notamment :
une courte période d’inflation rapide le confinement des quarks en protons et neutrons la presque annihilation de la matière et de l’antimatière Bref, au bout d’une seconde il ne reste plus guère que des photons et des nucléons

61 La nucléosynthèse primordiale
Vient alors un événement très important : radioactifs (T1/2 = 12 min), les neutrons libres se décomposent en protons et électrons L’univers étant encore dense et chaud, protons et neutrons commencent à se combiner pour former des noyaux légers : 2H, 3He, 4He, 6Li, 7Li et un tout petit peu de Be et B

62

63 La nucléosynthèse primordiale
Vient alors un événement très important : radioactifs (T1/2 = 12 min), les neutrons libres se décomposent en protons et électrons L’univers étant encore dense et chaud, protons et neutrons commencent à se combiner pour former des noyaux légers : 2H, 3He, 4He, 6Li, 7Li et un tout petit peu de Be et B Mais cela ne dure pas, car au bout de quelques heures les neutrons libres auront disparu...

64

65 La grande recombinaison
ans après le Big Bang, la température passe en dessous de 3000 K : alors les électrons s’associent aux protons et aux noyaux pour former des atomes neutres Cette « grande recombinaison » dégage, partout dans l’univers et uniformément, une énergie colossale sous la forme d’un rayonnement de corps noir à 3000 K La matière étant devenue neutre, les photons n’interagissent plus guère avec elle : l’univers est devenu transparent

66 L’ère stellaire Peu après, les fluctuations de densité donnent naissance aux amas et aux galaxies A l’échelle de l’univers global il ne se passe plus rien, sinon que le rayonnement de corps noir émis à 3000 K se refroidit, aujourd’hui il est à 2,7 K C’est au sein des galaxies que tout se passera désormais : le cycle de vie et de mort des étoiles

67

68 L’univers I – l’univers aujourd’hui II –l’univers hier
1° - l’univers est grand 2° - l’univers est structuré 3° - l’univers est bavard II –l’univers hier 1° - l’univers est vieux 2° - l’univers a été jeune II –l’univers demain 1° - l ’univers est plat

69 La courbure de l’espace
Au même titre qu’une surface un espace à trois dimensions peut être « plat » ou posséder une courbure, positive ou négative Depuis près d’un siècle on se demande ce qu’il en est vraiment pour notre univers

70 L’avenir de l’univers en dépend !

71 La taille caractéristique des fluctuations du RDC ( 1° ) vient de nous fournir la réponse : l’univers est plat !

72 L’univers I – l’univers aujourd’hui II –l’univers hier
1° - l’univers est grand 2° - l’univers est structuré 3° - l’univers est bavard II –l’univers hier 1° - l’univers est vieux 2° - l’univers a été jeune II –l’univers demain 1° - l ’univers est plat 2° - l ’univers est cachottier

73 Einstein a montré que la courbure découle de d, la densité d’énergie
Densité critique : On définit donc :

74 Einstein a montré que la courbure découle de d, la densité d’énergie
Densité critique : On définit donc :

75 Problème ! matière visible    0,005

76 Nous ne voyons donc que 0,5 % de l’univers qui est autour de nous !
Problème ! Nous ne voyons donc que 0,5 % de l’univers qui est autour de nous ! matière visible    0,005

77 Fritz Zwicky ...découvre aussi la masse manquante
1933 : l’inventeur des "spherical bastards"...

78 Galaxies spirales : + halo sphérique, 2 à 10 fois plus massif

79 étoiles = 0,5 % baryons = 4,5 %
La concentration des éléments légers dans l’univers confirme : il y a  10 fois plus de matière ordinaire que nous n’en voyons étoiles = 0,5 % baryons = 4,5 %

80 « Pesée » de l’univers  matière  30 %
Amas de galaxies : + matière entre les galaxies, 10 à 30 fois plus massive « Pesée » de l’univers  matière  30 %

81 « Pesée » de l’univers  matière  30 %
Problème ! Qu’est-ce que c’est que ces 25 % de « matière noire » qui ne sont pas de la matière ordinaire ? baryons = 4,5 % « Pesée » de l’univers  matière  30 %

82 Un univers dominé par les mauviettes ?
baryons = 4,5 % photons = 0,005 % neutrinos < 0,3 % « Pesée » de l’univers  matière  30 %

83 Un univers dominé par les mauviettes ?
baryons = 4,5 % photons = 0,005 % wimps  25 % neutrinos < 0,3 % « Pesée » de l’univers  matière  30 %

84

85 « Pesée » de l’univers  matière  30 %
Problème ! Qu’est-ce que c’est que ces 70 % « d’énergie sombre » qui ne sont pas de la matière ? total = 100 % « Pesée » de l’univers  matière  30 %

86 « l’énergie du vide » ?

87 du Big Bang à la fin des temps
L’univers du Big Bang à la fin des temps fin