La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

1 Physique des particules et cosmologie Cosmologie = comprendre la structure de lUnivers, son histoire passée et prédire son évolution future. Bibliographie.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "1 Physique des particules et cosmologie Cosmologie = comprendre la structure de lUnivers, son histoire passée et prédire son évolution future. Bibliographie."— Transcription de la présentation:

1 1 Physique des particules et cosmologie Cosmologie = comprendre la structure de lUnivers, son histoire passée et prédire son évolution future. Bibliographie : - - Fundamentals of Cosmology, Jim Rich, Springer Ed. 2001, Ecole Polytechnique. - - Review of Particle Physics, Phys. Lett. B 592, issues 1-4, , july Plan : - le modèle cosmologique du Big-Bang - résumé de lhistoire de lUnivers - densité totale dénergie de lUnivers - matière noire baryonique et exotique - énergie noire But de ce cours : passer en revue les apports de la physique des particules à la cosmologie. Ce nest pas un cours dastrophysique (ni de cosmologie) !!!

2 2 Le modèle du Big-Bang Le modèle du Big-Bang est un modèle cosmologique établi sur des bases théoriques et qui sappuie sur des observations expérimentales. Idées théoriques : - - Lespace-temps a une structure métrique déterminée par le contenu matériel de lUnivers via léquation dEinstein de la relativité générale. - - La gravitation est considérée en première approximation comme la seule force intervenant à léchelle cosmique. - - LUnivers est homogène et isotrope en première approximation. conduit à un Univers en évolution, dont la partie spatiale est soit en expansion (i.e. la distance entre les galaxies augmente avec le temps) soit en contraction. extrapolation dans le passé : existence dune phase très dense et chaude, le Big- Bang (pas nécessairement une singularité). LUnivers visible nest pas tout lUnivers ! Nous nen connaissons quune partie limitée en temps et en espace, ainsi quen messagers (par exemple lumière, neutrinos). la reconstruction théorique de lUnivers est inévitable.

3 3 Le modèle du Big-Bang (suite) Il est basé sur des observations expérimentales : - - la fuite des galaxies : toutes les galaxies séloignent les unes des autres. - - le rayonnement fossile : reliquat refroidi du rayonnement de photons. - - la nucléosynthèse primordiale : la distribution uniforme des éléments légers. Questions ouvertes (liste non exhaustive) : - - On observe une homogénéité de lUnivers entre des régions trop éloignées pour être en contact causal. - - Quelle est, et de quoi est composée la densité totale de lUnivers (i.e. quel est son devenir) ? - - Où est, et de quoi est composée la matière invisible ? - - Où est passée lantimatière ? - - Léquation dEinstein est une équation locale, elle ne dit rien sur la structure globale de lUnivers ni de sa topologie (connexe, sans bord, fini, ouvert ???). - - Que sest-il passé avant s ? La physique des particules contribue à répondre à certaines questions

4 4 Le diagramme de Hubble Observation par Hubble : les galaxies séloignent de nous avec une vitesse de récession proportionnelle à leur distance R par rapport à nous : v = dR/dt = H 0 R + v p H 0 = constante de Hubble = taux dexpansion actuel de lUnivers local v p = vitesse propre des galaxies (~ aléatoires) ~ c - Loi valable si v << c pour que la variation de R pendant le trajet du photon de la galaxie jusquà nous soit négligeable. Difficulté : mesurer la distance R des galaxies. redshift z vitesse de récession distance galaxie (Mpc) Redshift z = déplacement vers le rouge des raies spectrales galactiques, causé par effet Doppler par la vitesse de récession : z = 0 / 1 – 1 ~ H 0 /c R + v p /c si z<<1 (car Doppler non relativiste z = v/c << 1) 1 = longueur donde du photon mesurée par un observateur au repos par rapport à lémetteur, 2 = mesurée par nous. pente de la droite H 0 = 71 ± 4 km.s -1.Mpc -1 supernovae type Ia

5 5 Métrique de Robertson-Walker Linéarité de la loi de Hubble tout observateur dans une autre galaxie voisine observe une expansion universelle avec la même constante de Hubble H 0 homogénéité de lUnivers (au moins local). Extrapolation : lUnivers est identique en tout point de lespace-temps (homogène et isotrope, ce qui nest pas forcément vrai) principe cosmologique détermine la métrique de lespace-temps : il existe dans lespace-temps à 4 dim des hypersurfaces à 3 dim sur lesquelles les propriétés locales (densité, pression, température, vitesse dexpansion, composition chimique, …) ont la même valeur métrique de Robertson et Walker : ds 2 = dt 2 – R 2 (t) ( dr 2 /(1 – k r 2 ) + r 2 (d 2 + sin 2 d 2 ) ) (avec c=1) La géométrie et lévolution de lUnivers sont décrites par deux paramètres : - - la courbure k de lespace-temps, prend les valeurs discrètes 0 (géométrie plate), -1 (Univers ouvert) ou +1 (Univers fermé). - le paramètre déchelle a(t) = R(t) / R 0 paramétrise lexpansion de lUnivers, il est proportionnel aux distances intergalactiques (R 0 = maintenant).

6 6 Résumé de lhistoire de lUnivers telle quadmise et comprise aujourdhui… (ou telle que supposée !) telle quadmise et comprise aujourdhui… (ou telle que supposée !)

7 7 Naissance de lUnivers - - Théoriquement : état non décrit par la physique que nous connaissons. - - Expérimentalement = aucune observation. Problème : La relativité générale décrit la gravitation uniquement à léchelle macroscopique. Echelle : Masse de Planck = (ħc/G N ) = GeV Temps de Planck = s : nécessité dune gravitation quantique, qui nexiste pas encore. Les physiciens des particules essaient de développer une théorie du tout (T.O.E.) pour décrire cet état avec 1 force unique unifiée. Naissance de lUnivers il y a ans ± 1 % (mesure du satellite WMAP 2001).

8 8 Inflation - - (par exemple ?) entre s et s après t 0 ? Augmente exponentiellement la taille par un facteur ? (par la suite : augmentation par un facteur 10 9 en ans). - - Champ scalaire (inflaton) emplit lespace dénergie. Cette énergie du vide provoque lexpansion de lUnivers mais ne se dilue pas avec lexpansion. Pourrait être relié à la gravité répulsive (énergie noire, énergie du vide) qui compose 70 % de la densité totale de lUnivers. - Plusieurs modèles, cf. Guth (1981), Linde (1983), Steinhardt, Albrecht, … Consistent essentiellement à ajuster finement la forme de la fonction hypothétique de potentiel (pas encore satisfaisant). Apparition des particules réelles par désintégration du champ scalaire ?? Apparition (à cet instant ou plus tard ??) dune asymétrie matière-antimatière par brisure des nombres baryoniques et leptoniques (physique au-delà du modèle standard) ? théories preuves expérimentales

9 9 Inflation (suite) - - lhomogénéité et lisotropie observée à grande échelle (super-amas) entre des régions trop éloignées actuellement pour avoir été en relation causale par le passé. Isotropie = rayonnement fossile (Cosmological Microwave Background) indique une isotropie à près de la température. Isotropie observée depuis tous les points de lUnivers Univers homogène. Homogénéité = distribution topologique des galaxies. Nimplique pas lisotropie. - - lapparente platitude de lUnivers à très grande échelle (confirmée par la mesure de la densité totale de lUnivers par le satellite WMAP avec une précision de 2 %). - - les fluctuations de densité mesurées dans le rayonnement fossile à 2.7 K ayant permis la formation des étoiles et des galaxies (amplitude de lordre de mesurées avec une précision de par WMAP). Résoud trois mystères cosmologiques :

10 10 Fin de la Grande Unification - - vers GeV, t = s, T = K : linteraction unifiée forte- électrofaible se désunifierait (physique de la grande unification, au-delà du Modèle Standard). Actuellement, certaines théories sont proposées pour décrire cette période : par exemple la supersymétrie (englobant le M.S.) ou la technicouleur (se substituant au M.S.). Aucune na vraiment pu être mise en évidence ou explicitement rejetée (beaucoup de paramètres théoriques pour sadapter aux données expérimentales + énergie des expériences trop faible).

11 11 Les modèles supersymétriques Les théories supersymétriques partent du Modèle Standard (basé sur la symétrie de jauge SU(2) L x U(1) Y x SU(3) C ) et lui ajoutent une symétrie qui associe des bosons supersymétriques à tous les fermions du M.S. ainsi que des fermions susy à tous les bosons du M.S. Chaque partenaire susy devrait avoir les mêmes nombres quantiques (sauf le spin) et la même masse que son partenaire. Comme elles nont jamais été observées, il sagit dune symétrie brisée. Zoologie : - fermions standards sfermions de spin entier (squarks : sbottom, stop, … et les sleptons : stau, …) - bosons standards gauginos et higgsinos qui se mélangent en 2 charginos et 4 neutralinos (combinaisons linéaires). - - gluino - - gravitino Introduction dun nouveau nombre quantique : la R-parité = (-1) 3B+2S+L Les particules standards ont R p = +1 et les partenaires susy ont R p = -1. Si R p est conservée les particules susy sont créées par paires la particule susy la plus légère est stable (et neutre).

12 12 Brisure de la symétrie électrofaible - - t ~ s, E ~ 200 GeV, T = K. Cadre du Modèle Standard de la physique des particules. Et aussi : échelle dénergie testée actuellement expérimentalement ! La symétrie électrofaible est brisée par le mécanisme de Higgs : introduction ad hoc dans le Lagrangien dun doublet de champs complexes : 1 + i i de ces champs donnent une masse aux bosons dinteraction W +,W -, Z - celui qui reste boson scalaire de Higgs On rajoute un couplage du Higgs aux fermions fondamentaux les fermions acquièrent une masse. le potentiel de Higgs V( ) Pourquoi pense-t-on que cette brisure intervient pour ~ E 200 GeV ??

13 13 Où chercher le boson de Higgs ? a b 2 1 g g g g g g a + b = + précision expérimentale au % Sensibilité à des particules virtuelles (produites dans des boucles) au travers des corrections radiatives mesure indirecte de la masse du boson de Higgs (la plus probable en accord avec toutes les mesures électrofaibles de précision). Le Modèle Standard est robuste à une très grande précision, mais nécessite un boson de Higgs de masse : M H < 251 GeV/c 2 (95 % C.L.) M H = GeV/c Recherche directe : M H > GeV/c 2 (95 % C.L.) M.S. : calculs prédictifs via un développement en série de perturbation

14 14 Matrice CKM et violation de CP Dans le M.S., les quarks états propres de saveur (états propres dans la base des interactions forte et é.m.) ne sont pas états propres physique (é. pr. de lintercation faible, avec une masse définie). matrice de changement de base U 3x3 (nombre de familles de fermions fondamentaux) unitaire (matrice de rotation) : u o u d o d c o = U u c et s o = U d s t o t b o b Courant chargé dans la base de saveur : 1 – 5 d o J = (u o c o t o ) U u + U d s o 2 b o on définit : U u + U d = V CKM matrice de Cabibbo-Kobayashi-Maskawa CKM est une matrice unitaire complexe. 2 familles de fermions : matrice de rotation réelle caractrisée par 1 angle. 3 familles 4 paramètres indépendants : 3 angles et une phase cette phase viole CP u d W+W+ |V ud |

15 15 Matrice CKM et violation de CP (suite) Conclusion : 3 familles de quarks + masses des quarks up et down non dégénérées la symétrie CP est naturellement violée par une phase complexe qui apparaît dans le couplage de Yukawa du boson de Higgs scalaire aux quarks. Une violation de CP est très importante, cf. les 3 conditions dA. Sakharov pour aboutir à un asymétrie matière-antimatière dans lUnivers (1967) : - violation de C et de CP - violation du nombre baryonique (instabilité du proton) - non-équilibre thermodynamique des réactions dans lUnivers. La violation de CP décrite par CKM a été mesurée (usines à B et physique du K en cible fixe, cf. cours ultérieurs ) : très bon accord entre le M.S. et lexpérience CKM décrit la source majoritaire de CP dans les mésons. Mais la CP du M.S. (CKM) est insuffisante pour expliquer lasymétrie matière- antimatière observée dans lUnivers recherche de sources de CP hors du M.S. : violation de CP par interaction forte, violation de CP dans le secteur du quark top (phases additionnelles violant CP introduites par le couplage du spin du top à des particules supersymétriques ou des Higgs). / / /

16 16 Au-delà du Modèle Standard Le M.S. décrit avec précision (o(%), o() ) les données enregistrées aux énergies accessibles jusquà présent. Mais ce nest pas une théorie complète satisfaisante, trop de questions restent en suspens, par exemple : - - prise en compte de la gravitation ? - - observation du boson de Higgs ? - - corrections radiatives à M H divergent quadratiquement sans fine tuning ? - - pourquoi trois familles de fermions ? - - grand nombre de paramètres non prédits ? - - hiérarchie des masses dans familles identiques ? - - violation de CP par rapport à asymétrie matière- antimatière dans lUnivers ? - - neutrinos massifs ? - - nature de la matière noire ? - - source de lénergie noire ?

17 17 Au-delà du Modèle Standard (suite) Malgré son succès, le M.S. est considéré comme une théorie effective (cf. mécanique classique vs. quantique et relativiste), valable à « basse » énergie. Aux énergies plus élevées, une autre théorie devrait prendre le relais et certainement englober le M.S. Les recherches expérimentales de la nouvelle physique : - - Recherche de nouvelles particules ou nouveaux processus : suppose une énergie suffisante dans lexpérience + se placer dans un cadre théorique hypothétique. - - Mesures de précision dans le cadre du M.S. : rechercher la « catastrophe ultraviolette » qui serait le reliquat dune théorie supérieure. Comparaison des mesures expérimentales à la théorie. Observables prédits par calcul perturbatif : les processus physiques sont décrits par une série infinie, chaque terme correspondant à un diagramme de Feynman dordre croissant et de contribution décroissante. Recherche auprès des collisionneurs, en cible fixe, en astroparticule (sur Terre, sous Terre, embarquée).

18 18 Petit bilan - - matière (=non-relativiste) rayonnement (=relativiste) avec : E radiation >> E matière expansion rapide. Nous sommes arrivés sur la terre ferme !! LUnivers est rempli de : 3 saveurs q, 3 q, 9 g, 3 l +, 3 l -, 3, 3, Et matière >> anti-matière matière ordinaire e-e- - - e u c t d s b discovered 2000 discovered 1977 very unstable discovered 1975 discovered 1974 heaviest discovered 1995 discovered 1964

19 19 Confinement des partons - - Cette transition de phase est mal connue, mais elle a des conséquences importantes sur la future nucléosynthèse. - Peut-être cette phase existe-t-elle encore dans le coeur des étoiles à neutrons ? - Létude du QGP permettrait de tester la Chromo Dynamique Quantique (QCD). Notamment le confinement est ajouté à la main dans la théorie pour saccorder avec lobservation expérimentale (seuls des objets non colorés semblent exister). Big-Bang Quark-Gluon Plasma Heavy Ions Collisions neutrons stars Temperature (MeV ) Lorsque la température tombe en-dessous de T c : transition de phase dun plasma de quarks et de gluons déconfinés (QGP) vers une phase nucléique dans laquelle les quarks et les gluons sont confinés dans les protons et les neutrons. - t ~ s, T = T c ~ K, E ~ 200 MeV baryon density ( / 0 ) ordinary nuclear matter

20 20 Recherche du QGP - - Expérimentalement : on essaie de recréer une phase de partons déconfinés en dépassant T c. Pour cela on utilise : - des ions lourds pour disposer dune quantité suffisante de matière, - ultra-relativistes pour atteindre une haute densité dénergie (accélérateurs). h - - Cette recherche se fait : - au SPS du CERN, faisceau de Pb de 160 GeV/A sur cible fixe de Pb résultats de NA50, NA49. - à RHIC de Brookhaven, collisions Au+Au à s NN = 200 GeV résultats de BRAHMS, PHENIX, STAR. - au futur LHC du CERN, collisions Pb+Pb à s NN = 5500 GeV ALICE, CMS (expérience non dédiée) à partir de 2007.

21 21 Signatures du QGP Si QGP produit : en s, refroidissement et émission de hadrons dans létat final (, K,,, …) identifiables dans le détecteur. Il faut déduire à partir de létat final une information sur létat intermédiaire QGP. Utilisation de QCD non perturbative problèmes de prédictibilité. Le QGP est supposé se refroidir en un gaz idéal de hadrons en équilibre chimique et thermique. Des modèles thermiques statistiques (grand canonique, fonction de partition, …) tentent de décrire le système formé lors de lhadronisation. comparer les prédictions de QCD et de la thermodynamique. ions lourdssystème initialQGPhadronisation Temps (fm.c -1 )

22 22 Signatures du QGP (suite) - étude des propriétés thermodynamiques : dans le but détablir léquation détat du QGP. Signatures d effets produits durant la phase QGP : nombre de particules, spectre en impulsion, proportions relatives des hadrons selon les saveurs (cf. les hypérons (uds), Ξ (dss), (sss), …), recherche de particules exotiques comme résidu de plasma refroidi : di-baryons, strangelets, … - mesure dobservables calculables par QCD perturbative : Etablir une théorie fondamentale à température finie et faire le lien avec léquation détat. Signatures de processus physiques produits dans l état initial puis modifiés par la phase intermédiaire de QGP : suppression du J/, modification de la fragmentation des partons, suppression de particules à grand p T, … suppression du J/ mesurée par NA50 il savère difficile de conclure quant à la production dun QGP par rapport à un gaz hadronique !

23 23 Evénements enregistrés par STAR au RHIC collisions Au+Au dans le trajectographe de STAR au RHIC De lordre de 700 particules chargées primaires produites par unité de rapidité dans une collision centrale au RHIC. Trajectographe = silicium + TPC.

24 24 Production de trous noirs (à RHIC) ? most dangerous event in human history: - ABC News –Sept 99 "Big Bang machine could destroy Earth" -The Sunday Times – July 99 the risk of such a catastrophe is essentially zero. – B.N.L. – Oct 99 Will Brookhaven Destroy the Universe? – NY Times – Aug 99 No… the experiment will not tear our region of space to subatomic shreds. - Washington Post – Sept 99 Apocalypse2 – ABC News – Sept 99

25 25 Etude de minis trous noirs au LHC Des minis trous noirs seront néanmoins produits au LHC (collisionneur proton-proton avec s = 14 TeV, qui fonctionnera à partir de 2007 au CERN) daprès certains modèles. Ils sont de trop faible masse pour constituer un danger mais les effets physiques qui leur sont associés sont plus intéressants que ceux des trous noirs hyper massifs. En effet, la surface de gravitation dun trou noir est dautant plus grande que le trou noir est léger, car la force de gravitation de Newton dépend linéairement de la masse et quadratiquement de linverse de la distance (qui est proportionnelle au rayon de Schwartzschild du trou noir). Trou noir hyper massif du centre de notre galaxie (résolu par Hubble). Simulation des géodésiques dun mini trou noir dans lespace-temps de Kerr, prédites par la Relativité Générale.

26 26 Etude de minis trous noirs au LHC (suite) Par ailleurs, les minis trous noirs dans lUnivers pourraient avoir été produits grâce aux fluctuations de densité présentes dans lUnivers primordial, très peu de temps après la période dinflation grand intérêt de les étudier car fournirait une information sur des objets bien antérieurs aux observables accessibles actuellement (rayonnement fossile à 2.7 K, structures à grande échelle). une complémentarité de plus entre la physique de linfiniment grand et la physique de linfiniment petit. Les trous noirs seront recherchés au LHC (ATLAS et CMS) et étudiés si observés : section efficace de production, modes de désintégration, temps de vie, … Certains modèles avec des dimensions supplémentaires prédisent que le LHC sera une usine à mini trous noirs, pouvant en produire de lordre de 1 par seconde (de taille < fm, de temps de vie de lordre de s) ! Leur étude présente un intérêt très important en physique des particules : les minis trous noirs pourraient par exemple révéler le nombre de dimensions supplémentaires, des effets de gravitation quantique, ou ils pourraient produire des particules non standards ou des bosons de Higgs avec des sections efficaces élevées, Simulation de lévaporation dun mini trou noir produit dans une collision p-p au LHC et détecté dans ATLAS.

27 27 Nucléosynthèse primordiale t ~ 1 s, T ~ K, E ~ 1 MeV. Univers = soupe de p, n, e +,. La nucléosynthèse des éléments légers commence. La nucléosynthèse primordiale sarrête essentiellement avec 4 He, car : - - Intervalle en temps (température T) très serré : si T, les noyaux de 2 H sont photo- dissociés. Mais si T (sous 30 keV), la barrière coulombienne empêche la fusion des n et p en noyaux. - - Il nexiste pas de noyaux stables avec 5 ou 8 nucléons. labondance de 4 He est reliée à la température, donc à la vitesse dexpansion. Or la vitesse dexpension est reliée à la quantité de rayonnement (expansion dautant plus rapide que E rad élevée). relation entre quantité de neutrinos et abondance 4 He : accord avec LEP concernant les 3 familles de neutrinos légers.

28 28 Nucléosynthèse primordiale (suite) La nucléosyntèse reprend plus tard dans les étoiles et les éléments plus lourds que 1 H (75 %), 4 He (25 %), 2 H, 3 He et 7 Li (traces) y seront synthétisés (jusquau 56 Fe). Les abondances relatives des éléments légers dépendent du rapport photons / baryons, ce qui permet de calculer la densité baryonique actuelle b = (2.1 ± 0.2) h 2.g.cm -3. On remarque que b << c = h 2.g.cm -3 (densité critique) mais b >> visible = h 2.g.cm-3 (lumineuse) une grande partie des baryons nest pas visible existence dune matière noire baryonique ??

29 29 Découplage matière-rayonnement - - t ~ s = ans (mesure du satellite WMAP), T = 3300 K : Piégeage des électrons par les noyaux pour former des atomes la matière devient neutre et les photons ont une probabilité beaucoup plus faible dinteragir, cest le découplage matière-rayonnement. LUnivers devient transparent pour les photons alors présents, qui ne sont plus absorbés et peuvent voyager jusquà nous aujourdhui : ils forment le fond de rayonnement à 2.73 K. Découverte de cette radiation de lUnivers primordial par hasard, par Wilson et Penzias des laboratoires Bell en Lors du test dune antenne micro-onde (relais téléphonique vers satellite en orbite), ils observent un bruit de fond (imperfection de lantenne, des pigeons ?) isotrope. Ils ont vent des travaux des astronomes Dicke et Peebles et interprètent ce bruit comme le Cosmic Microwave Background (CMB), qui suit une loi de Planck du rayonnement du corps noir à 2.7 K. Prix Nobel en Holmdel horn antenna

30 30 Homogénéité de lUnivers primordial il existe des fluctuations de densité de lordre de 10 -5, dune taille de lordre de 100 Mpc (1 pc = m, distance typique entre deux galaxies ~ 6 Mpc, amas de galaxie mesure ~ 50 Mpc). lUnivers primordial ( ans) nest déjà plus homogène. Ces fluctuations ont entraîné la formation de structures (puits de potentiel gravitationnels). Doù viennent-elles ? Quand sont-elles apparues ? Expérience future : satellite Planck en 2007, résolution 10 dangle : mesure du CMB par le satellite COBE (900 km daltitude) avec une résolution de 7 o (= A.L., dix fois plus grand que les super-amas, = 14 fois la taille apparente de la Lune) 2001 : mesure du CMB par le satellite WMAP de la NASA (orbite point de Lagrange 2, 4 fois plus loin que la Lune). COBE. spectre thermique des ne venant pas des étoiles.

31 31 Expériences en ballon Boomerang : remplissage du ballon avant envol. Plusieurs vols autour de lAntarctique à une altitude de 37 km entre 1998 et Archeops, février 2002 : vol de 19h de la Suède à la Russie à une altitude de 34 km. Mesures du CMB par des dispositifs embarqués en ballon : télescopes, bolomètres. Sensibles à tot.

32 32 Densité totale de lUnivers Densité critique c = 3 H 0 2 / (8 G N ) avec constante de gravitation de Newton G N = m 3.kg -1.s -2 c correspond aujourdhui à une galaxie / Mpc 3 ou encore à g.cm -3, c.à.d. à 5 protons / m 3 (le vide par rapport à la densité des planètes, beaucoup de matière à léchelle cosmique !). Sans constante cosmologique : si univers > c, alors lexpansion est freinée par la gravitation et lUnivers se recontracte au bout dun moment (big crunch). Plus généralement, en présence dune constante cosmologique, la corrélation entre géométrie de lUnivers et destin de lUnivers est rompue. Néanmoins on continue à définir les densités cosmologiques par rapport à la densité critique : densité totale actuelle de lUnivers T = T / c T = + M densité dénergie noire (énergie du vide ?) = f(temps) densité de matière = f(temps) Ce sont des grandeurs qui varient au cours du temps : T (t), c (t) N.B. : un Univers vide possède une géométrie et une évolution !

33 33 La matière dans lUnivers Si toute la densité dénergie de lUnivers est due à de la masse (pas de constante cosmologique) : lexpansion de lUnivers est ralentie par la gravitation il est important de connaître la masse totale (gravitationnelle) de lUnivers pour en déduire le destin de lUnivers (expansion infinie vers le grand froid ou big-crunch). Dans notre système solaire : la masse est concentrée dans le soleil daprès le mouvement des planètes généralisation à lUnivers entier : la lumière trace la masse ? Idée : mesurer la masse lumineuse en comptant les étoiles et la comparer à la masse gravitationnelle obtenue via les lois de la dynamique (perturbation des mouvements par gravitation). (La majorité de la lumière produite dans lUnivers est due à des galaxies composées denviron à étoiles. On dénombre une portion despace puis on utilise lhypothèse que lUnivers est homogène pour mesurer la masse gravitationnelle de lUnivers visible.)

34 34 La matière dans lUnivers (suite) En 1933, Frit Zwicky (suisse) étudie la distribution des vitesses des galaxies dans le grand amas du Coma les galaxies ne contribuent qu à 1 % de la masse de lamas ! Il faut M gravitation >> M visible sinon les galaxies seraient éparpillées par leur vitesse. Mais Zwicky avait… un fort caractère et peu damis : son idée mettra 50 ans à être acceptée ! En 1970, Vera Rubin démontre quil faut une autre source de masse que les étoiles visibles dans les galaxies spirales pour suivre la loi de Kepler (hypothèse de concentration de la masse au centre de la galaxie). En effet la vitesse de rotation des étoiles autour du centre ne diminue pas quand la distance au centre augmente, alors que la matière diminue. distance au centre de la galaxie vitesse de rotation

35 35 La matière noire Masse gravitationnelle estimée pour lUnivers visible : visible = (cest-à-dire visible = 3 de critique, donc nous irions vers une expansion infinie). Or on estime par le CMB + supernovae lointaines + nucléosynthèse primordiale + les grandes structures dans lUnivers : matière = 0.3, donc 99 % de la matière dans lUnivers est non visible, de nature inconnue. Matière noire = matière invisible némettant pas de radiation lumineuse (au sens large, i.e. des ondes radios aux rayons g). Hypothèse : halo de matière noire autour des galaxies + autour des amas de galaxies. 10 kpc 100 pc > 50 kpc Schéma dune galaxie spirale typique vue par la tranche : partie visible + halo sphérique de matière non visible, dextension inconnue.

36 36 Bilan de la densité de matière 1) lumineuse = ) matière = 0.3 3) baryon = 0.04 (dépend de la valuer de H 0 ) Estimation de la densité baryonique dans lUnivers, à partir de labondance relative des éléments légers. baryon >> lumineux Donc il y a des sources inconnues de baryons non lumineux dans lUnivers. baryon << matière il y a une source inconnue de matière non baryonique dans lUnivers.

37 37 Nature de la matière noire De quoi pourrait être formée cette matière noire ? 1) De matière ordinaire baryonique (protons, neutrons) non lumineuse : Matière non lumineuse qui pourrait se trouver dans le milieu intergalactique sous forme dun gaz non ionisé (froid), dans des objets sombres compacts (étoiles mortes : étoiles à neutrons, naines blanches et trous noirs), des étoiles trop légères pour sêtre allumées (naines brunes et jupiters). Cette matière manquante nest pas de lanti-matière car on na pas détecté le flux de photons de haute énergie qui serait produit par lannihilation matière anti-matière. 2) De matière exotique : Le spectre en énergie des photons cosmologiques (le CMB) est isotrope, ce qui implique que la distribution des baryons à cette époque était très homogène car les baryons se couplent aux photons. La matière baryonique peut seffondrer sous leffet de sa propre gravité après la recombinaison (le découplement matière-rayonnement), mais cet effondrement est freiné par lexpansion de lUnivers et il est déjà trop tard pour former des galaxies. on suppose lexistence dune matière inconnue, massive et non baryonique (non décrite par le Modèle Standard de la physique des particules) nayant que des interactions faibles pour ne pas se coupler aux photons : les WIMPS (Weakly Interactive Massive Particles). La condensation gravitationnelle pourrait alors avoir lieu plus tôt et au moment de la recombinaison, les baryons tombent dans les puits gravitationnels déjà existant de matièsre noire non baryonique pour former les galaxies.

38 38 Recherche de matière noire baryonique Exemple dexpérience : EROS (Expérience pour la Recherche dObjets Sombres) installée sur le site de la Silla au Chili. Recherche des signatures de leffet de microlentille gravitationnelle indiquant le passage de corps massifs du halo de notre galaxie (naines brunes, Machos) devant les étoiles du nuage de Magellan. Techniques : télescope + plaques photos, puis caméra CCD. Autres programmes de recherches par microlentilles gravitationnelles : MACHOS, OGLE. site de la Silla au Chili Le grand nuage de Magellan (LMC)

39 39 Lentilles gravitationnelles Einstein a démontré quun rayon lumineux est courbé dans un champ gravitationnel distorsion de limage de lobjet darrière plan (on voit plusieurs images de cet objet) arc lumineux.

40 40 Microlentilles gravitationnelles Si la source lumineuse et lobjet massif déflecteur sont quasi-ponctuels (par rapport à la résolution du télescope) larc lumineux est aussi quasi-ponctuel et donc indétectable. Mais la lumière défléchie est concentrée et la lumière apparente de la source est augmentée, indépendemment de la longueur donde (par exemple en rouge et en bleu). Avec un détecteur idéal (efficacité de 100 %), on attend 1.5 effet de microlentille gravitationnelle en surveillant 10 6 étoiles pendant 1 an. Phénomène rare car nécessite une séparation angulaire entre lobjet lumineux visé et lobjet massif sombre < 1 milli-arcseconde (1 mas). Difficulté : ne pas confondre un effet de microlentille gravitationnelle avec une étoile variable (géante rouge, céphéides, étoiles binaires, …).

41 41 Limites sur la matière noire baryonique Le faible nombre de candidats de microlentilles gravitationnelles retenu conduit à des limites sévères sur la densité dobjets sombres massifs dans le halo de notre galaxie : ils ne peuvent pas représenter plus de 20 % de la masse du halo si leur masse est comprise entre et 3 masses solaires. EROS a par ailleurs montré que les naines blanches ne peuvent pas constituer plus de 10 % de la masse du halo galactique. Lensemble du domaine de masse des objets compacts les plus probables (dont les naines brunes) est donc exclu comme source de matière sombre baryonique. Conclusion : la masse baryonique manquante serait plutôt due à un halo de gaz H 2 froid ? Difficile à mettre en évidence.

42 42 La matière noire exotique Recherche de physique des particules pure. On distingue les particules relativistes ( Hot Dark Matter, HDM) qui sont nécessaires à la formation des grandes structures de lUnivers (les amas de galaxies), et les particules non relativistes ( Cold Dark Matter, CDM) qui jouent un rôle dans la formation des petites structures comme les galaxies. Des modélisations de la formation des structures dans lUnivers, comparées aux observations astronomiques, indiquent quil faudrait 0.3 HDM CDM. - - Candidats HDM : les neutrinos légers qui se couplent au boson Z. Particules déjà connues, mais de masse inconnue (on ne connaît que les valeurs des différences de masse et des limites sur les masses, cf. prochain cours ). - - Candidats CDM : essentiellement les WIMPs qui pourraient être des neutrinos lourds, ou des particules supersymétriques, ainsi que des Axions (bosons scalaires légers qui se couplent au photon, introduits pour expliquer la conservation de la symétrie CP par linteraction forte) ou encore des monopôles (défauts topologiques prédits par les théories de grande unification GUT, de masse très élevée, de lordre de GeV). Parmi les particules supersymétriques, un candidat particulièrement intéressant serait le LSP (lightest stable particle), la particule stable la plus légère dans les modèles avec Rparité conservée : le neutralino.

43 43 Détection de WIMPS Les WIMPs ont des masses qui peuvent aller du GeV au TeV, elles interagissent faiblement avec la matière ordinaire (baryonique) avec une section efficace de lordre de WIMPS-nucléon < cm 2. Le nombre dévénements attendu est très faible (bien inférieur à 1 evt/jour/kg de matière) et le bruit de fond provenant des rayons cosmiques et de la radioactivité ambiante est énorme on doit protéger le détecteur sous Terre et utiliser des matériaux très purs (non radioactifs). Les énergies de recul sont faibles (1-100 KeV). Détection : en mesurant le recul dun noyau à la suite de la collision élastique du WIMP sur la matière.

44 44 Détection de WIMPS (suite) Il y a trois types de détecteurs actuellement utilisés : - - des détecteurs classique à semiconducteur (cristaux Si, Ge) dont lintérêt réside dans le faible seuil de détection (lionisation nécessite 3 eV) qui permet une très bonne résolution en énergie (1 KeV à 1 MeV). - - des liquides ou des cristaux scintillant (par exemple NaI(Tl)) dont la lumière est détectée par des PM. Technique simple et bien connue, pas chère et fonctionne à température ambiante. Grands volumes possibles (> 100 kg), intéressants car section efficace très faible. Mais seuils élevés (moins sensibles). - des calorimètres à très basse température (environ 10 mK) appelés des bolomètres. Ils mesurent lélévation de la température de lordre du millionième de degré correspondant à lénergie du noyau transmise au réseau cristallin. La cryogénie est délicate, on ne peut fabriquer que des détecteurs de faible volume. Excellente résolution en énergie, très bas seuil de détection et très bonne réjection du bruit de fond. Possibilité de mesurer simultanément une autre forme de dépôt dénergie (scintillation ou ionisation). bolomètre dEdelweiss : 320 g

45 45 Détection de WIMPS (suite) On suppose que les particules exotiques constituant la matière sombre du halo galactique saccumulent au centre de la Terre, du Soleil et de la galaxie (elles ont perdu de lénergie en interagissant avec les noyaux de la matière puis ont été piégées par gravitation). La plupart des produits dannihilation (photons ou particules chargées) quittent très difficilement le coeur du Soleil par exemple, seuls les neutrinos sen échappent signature de la matière noire exotique par détection du flux de neutrinos de haute énergie (plusieurs 10 GeV) en provenance du Soleil ou du centre de la Terre. Le télescope à neutrinos ANTARES (lignes de PM sous la mer Méditerrannée) détecte la lumière Čerenkov des muons venant des.

46 46 La contribution des neutrinos légers Pour que les neutrinos légers puissent expliquer à eux seuls la matière noire manquante, il faudrait que le neutrino le plus lourd ait une masse de lordre de M H ( hydrogène ). Cela suffirait car les neutrinos sont fois plus nombreux dans lUnivers que les baryons. En 1998 : lexpérience Super-Kamiokande (Japon) apporte la preuve de loscillation des neutrinos associée à une masse des neutrinos (ils sont de masse nulle dans le Modle Standard). Leurs masses ne sont pas connues actuellement, seulement les différences des masses, mais elles sont néanmoins trop faibles : m 2 ~ eV 2. Contribution à la densité de lUnivers : < < 0.01 limite due à léchelle de masse des neutrinos limite venant de la formation des structures dans lUnivers Les neutrinos sont relativistes au moment du découplage rayonnement-matière : cest de la HDM, ils favorisent la formation de structures de grande échelle (supers-amas) au départ, qui se fragmentent par la suite en petites structures. Les galaxies seraient dans ce cas de formation récente, ce qui est en désaccrod avec lobservation.

47 47 Limites sur lexistence des WIMPs Courbes dexclusion et signal de WIMPs annoncé depuis plusieurs années par lexpérience DAMA (scintillateurs NaI), comparés aux prédictions théoriques. les sensibilités des expériences sont maintenant proches des prédictions théoriques : les futurs résultats seront intéressants. Recherche directe de neutralino au LEP : M > 45 GeV/c 2

48 48 La constante cosmologique Tout modèle cosmologique est basé sur les équations de la relativité générale quEinstein a énoncé en 1916 et qui relient la géométrie de lUnivers à la densité de matière et dénergie qui le constituent. Dans ces équations, il existe une constante cosmologique introduite par Einstein pour permettre un modèle dUnivers stationnaire. Mais en 1930, Hubble découvre que lUnivers est en expansion et Einstein élimine dans ses équations. En 1931, Friedmann et Lemaître ont déduit des équations dEinstein avec =0 et lhypothèse dun Univers homogène et isotrope quil existait 3 catégories dUnivers en fonction de sa densité par rapport la densité critique c : - si = / c > 1 alors courbure k > 0 Univers fermé, big crunch - - si = 1 alors k = 0 Univers plat, expansion asymptotique - - si < 1 alors k < 0 Univers ouvert, expansion infinie Mais lon sait désormais grâce à lobservation expérimentale quil faut une constante cosmologique 0. échelle caractéristique de lUnivers R(t) = 0 notre Univers décélération accélération 0 k = 0

49 49 Les Supernovae de type Ia Supernova de type Ia = explosion thermonucléaire dune naine blanche dans un système binaire, qui reçoit de la matière par son compagnon. Explosion quand la masse de la naine blanche atteint le seuil critique de Chandrasekhar (1.4 M ) toujours le même processus physique et on suppose quelle expulse toujours la même quantité dénergie au moment de lexplosion, quelle que soit la situation de départ : chandelle standard. Permet de mesurer la distance qui est fonction du rapport de la luminosité absolue (intrinsèque) sur la luminosité apparente. Dispersion de lordre de 15 %. La luminosité des SN Ia est plus faible quattendue pour un modèle dUnivers en expansion décélérée lexpansion est accélérée et les distances sont plus grandes. A grand redshift, la luminosité observée des SN Ia est plus élevée quattendue avant de ré-accélérer, lexpansion décélérait ! Les télescopes actuels permettent dobserver des SN Ia jusquà des grandes distances (redshift = 1). Lobservation des SN Ia contraint la différence M –.

50 50 Densité totale de lUnivers tot = M + = 1.00 ± 0.02 lUnivers est plat ! M ~ 30 % la matière ne domine pas dans la densité dénergie de lUnivers ! ~ 70 % phase daccélération (si > M /2) ! Univers plat constitué de matière uniquement ( M = 1 et = 0) fortement exclu par les observations des SN Ia. Mise en évidence (> 3 ) dune valeur positive pour. Complètement inatendu ! Forme oblongue du contour contraint par les SN Ia car sensibilité à la différence M -. Mesures du CMB (Ballons, satellites) : sensibles à la somme M +.

51 51 Densité dénergie noire Constante cosmologique = constante au cours du temps dans les équations dEinstein, de dimension [ ] = m -2. On peut définir la densité dénergie équivalente : = / 8 G N où G N = constante de gravitation de Newton = constante Mais = 8 G N / 3 H 2 (t) = f(temps) avec H(t) constante de Hubble et M = 8 G N M (t) / 3 H 2 (t) = f(temps) M décroît avec lexpansion de lUnivers comme 1/R 3 (t) où R(t) est le rayon caractéristique de lUnivers. Le terme en nest devenu dominant que récemment ! était négligeable au moment des formations des galaxies. est du même ordre de grandeur que M depuis environ ans.

52 52 Nature de lénergie noire Lénergie noire est une composante de lUnivers complètement inconnue qui se comporte comme la constante cosmologique dEinstein. Elle serait la source principale de gravité au niveau cosmologique. Cette composante a une équation détat avec un rapport pression / densité < 0 ( la force agissant sur lentourage est une force répulsive proportionnelle à la distance d, alors que la force de gravitation est une force attractive proportionnelle à 1/d 2 ) composante ne faisant pas partie des choses connues. Ce terme de constante cosmologique des caractéristiques comparables à celles de l énergie du vide due aux fluctuations quantiques par création de paires virtuelles particules-antiparticules (prédite par Casimir en 1948 et mise en évidence expérimentalement). Mais problème déchelle pour linterpréter comme lénergie du vide (cf. transparent suivant). Interprétation alternative proposée par Steinhardt, Wang et Zlatev en 1998 (au vu des mesures avec les SN Ia) : un champ scalaire qui remplirait lUnivers. Si son potentiel est dominant, il se comporte comme un fluide de pression négative. Ce champ scalaire est baptisé la quintessence (le cinquième élément à rajouter à la théorie). Domaine très actif en physique théorique.

53 53 Lénergie du vide Echelle de la Grande Unification : M Planck ~ GeV si on interprète la constante cosmologique comme lénergie du vide, on peut lui associer une densité du vide, proportionnelle à M Planck 4, et constante au cours du temps. Par ailleurs = / c ~ 2/3 ~ c (on sous-entend les valeurs actuelles, car attention : c et varient au cours du temps, alors que est constante, le vide ne se dilue pas avec lexpansion de lespace.) Donc : / M Planck 4 ~ 4 keV.cm -3 / (10 19 GeV) 4 ~ pour attribuer le terme de constante cosmologique à lénergie du vide, il faudrait augmenter par un facteur ! Léchelle de masse correspondant à la valeur mesurée de est eV, ce qui nest pas interprété actuellement. (cest léchelle de masse vraisemblable des neutrinos) La quintessence permet de contourner ce problème. Le terme correspondant à la constante cosmologique (le champ scalaire) ne serait pas une constante au cours du temps.

54 54 Coïncidences heureuses des valeurs Il faut un ajustement au départ très très précis de la constante cosmologique pour aboutir aujourdhui justement à ~ M, alors que leurs valeurs varient dans le temps. Au temps de Planck : température T i ~ M planck valeurs actuelles indice 0 i / rad i ~ 0 / rad 0 x (T 0 / M Planck ) 4 ~ Toute autre valeur au départ de i aurait conduit à une évolution complètement différente de lUnivers que celle qui a mené à nous ! devait être vertigineusement négligeable au début pour dominer aujourdhui. Pourquoi des valeurs remarquables au moment où elles sont mesurées ? (pendant longtemps << M ) Problème des conditions initiales. Pourquoi les constantes fondamentales ont exactement les valeurs quelles ont... qui sont celles permettant quon les mesure.... Une interprétation proposée est le principe anthropique : de telles valeurs sont celles compatibles avec lexistence dun observateur. La période pendant laquelle << M nétait pas compatible avec lexistence de la Terre et donc la vie. Le mme ordre de grandeur pour et M nest alors pas une heureuse coïncidence mais ils ne peuvent avoir que ces valeurs au moment dêtre mesurés.

55 55 Conclusion et perspectives Les problèmes les plus importants actuellement à résoudre pour établir un modèle cosmologique sont : Y a-t-il eu une phase inflationnaire ? Si oui, quel processus physique en est à lorigine (fluctuations quantiques dun champ scalaire, par exemple). Quelle est la nature de la matière noire baryonique ? Quelle est la nature de la matière noire non baryonique ? Quelle est linterprétation du terme associé à la constante cosmologique des équations dEinstein ? La physique des particules est totalement intriquée dans toutes ces questions, et établir la théorie décrivant la physique au-delà du Modèle Standard (de la physique des particules) puis la Théorie Grande Unifiée est une manière de chercher des réponses à ces problèmes.

56 56 Conclusion et perspectives (fin) La compréhension de notre Univers a été révolutionnée dans les 5 dernières années par la cosmologie observationnelle. Les physiciens des particules ont très fortement contribué à ces mesures, notamment en utilisant des détecteurs traditionnellement utilisés auprès des collisionneurs ou en transférant des méthodes danalyse. Dici quelques années, des mesures plus précises du CMB (Planck Surveyor en 2007), avec plus de statistiques pour les Supernovae et plus de statistique pour la recherche de WIMPS ouvriront de nouvelles perspectives.


Télécharger ppt "1 Physique des particules et cosmologie Cosmologie = comprendre la structure de lUnivers, son histoire passée et prédire son évolution future. Bibliographie."

Présentations similaires


Annonces Google