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La cosmologie Master Classes CP3 2014 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 Quelques éléments de la cosmologie moderne Une théorie : la relativité générale Lois de la physique indépendantes du référentiel, y compris dans un champ gravitationnel Implémente le principe cosmologique Première question : Univers statique (Einstein)? En expansion (Lemaître, 1927) ? Observations nécessaires !

5 Arpentage de lUnivers (1) : Mesure des distances 5 Chandelles cosmiques : les céphéides (Leavitt, 1912) Puissance émise connue Puissance reçue mesurée Mesure de la distance !

6 Arpentage de lUnivers (2) : Mesure de la vitesse Effet Doppler Raies démissions des éléments chimiques 6

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

8 Expansion de lUnivers 8 d(t 0 )=d 0 d(t)=d 0 a(t)

9 Expansion de lUnivers

10 Evolution de lUnivers… 10 Univers fermé Univers ouvert Univers plat...liée au contenu en matière/énergie Big Bang Big Crunch Evolution du facteur déchelle en fonction du temps

11 3 grandes questions 1. Pourquoi l'Univers est-il si homogène et isotrope ? 2. Contenu en matière et énergie ? 3. Géométrie et destin de l'Univers ?

12 Une histoire à découvrir ! Remonter le temps à l'échelle cosmologique 12

13 Modèle du Big Bang chaud 13 Temps Distances/Surfaces/Volumes Température Energie

14 Les échelles de grandeur 14 Electromagnétisme Interactions nucléaires

15 Les structures à grande échelle Qu'observons-nous dans l'Univers ? Apparition de ces structures ? Ère de matière, œuvre de la gravitation 15 Mission spatiale Euclid, 2020

16 Le rayonnement fossile : introduction A l'échelle des particules et des atomes : - Diversité d'atomes complexes (C, O, N,..., Fe,…,U) créés dans les étoiles Nucléosynthèse stellaire - Atomes qui existaient avant la naissance des premières étoiles : H à environ 80%, He, Li Question : Si la température augmente, que devient lH ? 16

17 Le rayonnement fossile Plasma primordial Energie dionisation de lH : 13,6 eV 17

18 Le rayonnement fossile Prévision du modèle du Big Bang chaud Première détection en 1965 par Penzias et Wilson (Prix Nobel 1978) 18 3K

19 Le rayonnement fossile Rayonnement isotrope Effet Doppler Plan galactique...et anisotropies très faibles 19

20 20 Age de lUnivers: 13,8 milliards dannées Espace (très) plat Matière ordinaire: 4,9% Matière sombre: 26,8% Énergie sombre: 68,3% Planck 2013

21 La nucleosynthèse primordiale Nucleosynthèse primordiale et stelllaire Création des premiers noyaux Pourquoi après 3 min ? 21

22 La nucléosynthèse primordiale Si T augmente, les noyaux ne sont plus stables Création des noyaux d'H et d'He ? Nucléosynthèse primordiale Prédiction de la cosmologie moderne : proportion déléments chimiques légers 1 atome dHe pour 12 dH 22

23 Histoire de lUnivers 23 Ere de Planck (T>10 32 K) Ere de Grande Unification (T>10 28 K)

24 Succès du Big Bang chaud Expansion cosmologique Abondance des éléments légers et nucléosynthèse primordiale Existence et physique du rayonnement fossile 24

25 Le côté obscur de la cosmologie Matière sombre, énergie sombre et inflation cosmologique 25

26 Les questions Qu'est-ce que la matière noire ? -Formation des structures à grande échelle - Rayonnement fossile Qu'est-ce que l'énergie noire ? -Rayonnement fossile Homogénéité de l'Univers à grande échelle -Structures à grande échelle - Rayonnement fossile Univers (très) plat ? 26

27 La matière sombre 27

28 Lénergie sombre (Prix Nobel 2011) 28 Diagramme de Hubble Chandelles cosmiques = supernovae

29 Seul 4% des constituants de lUnivers sont connus ! 29

30 Linflation primordiale 30 Comment expliquer lhomogénéité de lUnivers ? –Uniformité de la T du rayonnement fossile –Communication = échange de lumière –Vitesse finie de la lumière et âge de lUnivers

31 Linflation primordiale 31 Phase dexpansion accélérée Explique : - lhomogénéité -la plattitude

32 Linflation primordiale Etude de la polarisation du rayonnement fossile Expérience BICEP2 en Antarctique Résultats : détection dondes gravitationnelles primordiales !

33 En conclusion… 33

34 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 34

35 Encore de nombreuses questions : – quest-ce que la matière noire ? nouvelle(s) particule(s) ? Gravitation modifiée ? – quest-ce que lénergie noire ? énergie du vide ? Gravitation modifiée ? Nouveau composant ? - Univers primordial : Modèle dinflation ? Théorie quantique de la gravitation ? 35

36 Merci à André Füzfa pour les illustrations de lexposition Univers Face A Face B ! 36


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