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La cosmologie Master Classes CP3 2013 Sandrine SCHLÖGEL (UNamur-UCLouvain) 1.

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1 La cosmologie Master Classes CP Sandrine SCHLÖGEL (UNamur-UCLouvain) 1

2 Les échelles de grandeur 2 Electromagnétisme Interactions nucléaires

3 Le principe cosmologique 3 A grande échelle (10 24 m), lUnivers est homogène et isotrope.

4 Expansion de lUnivers 4 Relativité générale Principe cosmologique 1927 : Georges Lemaître Expansion de lUnivers

5 Géométrie de lUnivers 5 Univers fermé Univers ouvert Univers plat

6 Expansion et géométrie de lUnivers 6 d(t 0 )=d 0 d(t)=d 0 a(t) Big Bang Big Crunch

7 Arpentage de lUnivers (1) : Mesure des distances 7 Chandelles cosmiques : les céphéides Puissance émise connue Puissance reçue mesurée Mesure de la distance !

8 Arpentage de lUnivers (2) : Mesure de la vitesse Effet Doppler Raies démissions des éléments chimiques 8

9 Expansion de lUnivers 9

10 Loi de Hubble : Hubble Relation linéaire vitesse/distance Conclusion : première preuve dun Univers en expansion !

11 Modèle du Big Bang chaud 11 Temps Distances/Surfaces/Volumes Température Energie

12 LUNIVERS A UNE HISTOIRE LUnivers primordial, la nucleosynthèse et le rayonnement fossile 12

13 Histoire de lUnivers 13 Ere de Planck (T>10 32 K) Ere de Grande Unification (T>10 28 K)

14 La nucleosynthèse primordiale Nucleosynthèse primordiale et stelllaire Création des premiers noyaux Pourquoi après 3 min ? Prédiction du modèle du Big Bang : proportion déléments chimiques légers 1 atome dHe pour 12 dH 14

15 La nucleosynthèse primordiale Nucleosynthèse primordiale et stelllaire Création des premiers noyaux Pourquoi après 3 min ? 15

16 Histoire de lUnivers 16 Ere de Planck (T>10 32 K) Ere de Grande Unification (T>10 28 K)

17 Le rayonnement fossile Prévision du modèle du Big Bang chaud Première détection en 1965 par Penzias et Wilson (Prix Nobel 1978) 17 3K

18 Le rayonnement fossile Plasma primordial Energie dionisation de lH : 13,6 eV 18

19 19 Age de lUnivers: 13,7 milliards dannées Espace (très) plat Matière ordinaire: 4% Matière sombre: 20% Energie sombre: 74% WMAP

20 Planck 20

21 Histoire de lUnivers 21 Ere de Planck (T>10 32 K) Ere de Grande Unification (T>10 28 K)

22 Succès du Big Bang chaud Récession des galaxies et expansion cosmologique Abondance des éléments légers et nucleosynthèse primordiale Existence et physique du rayonnement fossile 22

23 LE CÔTÉ OBSCUR DE LA COSMOLOGIE Matière sombre, énergie sombre et inflation cosmologique 23

24 La matière sombre 24

25 La matière sombre Galaxies tournent trop vite sur elles-mêmes (Zwicky en 1930) Gravitation maintient la galaxie Mesure de la distribution de matière : – Mesure directe – Mesure de la vitesse des objets et déduire la masse qui les fait tourner Conclusion : les mesures ne concordent pas Hypothèse : matière qui ninteragit pas avec la lumière Nature de la matière sombre ? 25

26 Lénergie sombre (Prix Nobel 2011) 26 Diagramme de Hubble Chandelles cosmiques = supernovae

27 Seul 4% des constituants de lUnivers sont connus ! 27

28 La cosmologie, une science de précision LUnivers est en expansion LUnivers a une histoire : – La nucleosynthèse primordiale – Le rayonnement fossile – Lexpansion accélérée actuelle Seulement 4% de matière ordinaire 28

29 De nombreuses questions : – quest-ce que la matière noire ? nouvelle(s) particule(s) ? Gravitation modifiée ? – quest-ce que lénergie noire ? énergie du vide ? Nouvelle physique ? – pourquoi lUnivers est-il plat ? – Inflation et Univers primordial 29

30 Merci à André Füzfa pour les illustrations de lexposition Univers Face A Face B ! 30


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