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Lunivers du Big Bang à la fin des temps. Lunivers I – lunivers aujourdhui 1° - lunivers est grand.

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1 Lunivers du Big Bang à la fin des temps

2 Lunivers I – lunivers aujourdhui 1° - lunivers est grand

3 km la lune km la lune antipode km

4 antipode la lune 41 M km Vénus 41 M km Vénus

5 antipode la lune Vénus 150 M km le soleil 150 M km le soleil Cette distance sert dunité de longueur à lintérieur du système solaire

6 antipode la lune Vénus le soleil 1,6 G km Saturne 1,6 G km Saturne dernière planète visible à lœil nu

7

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

9 antipode la lune Vénus Pluton le soleil 17 G km Voyager 1 17 G km (16 janvier 2011) Voyager 1 Distance de Voyager 1 :17, 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 datteinte du vent solaire

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

11 antipode la lune Vénus Pluton le soleil Sedna G km nuage dOort (comètes) G km nuage dOort (comètes) orbite de Sedna

12 antipode la lune Vénus Pluton le soleil Sedna N. dOort G km = 4,3 a-l du Centaure G km = 4,3 a-l du Centaure Noter cette nouvelle unité de longueur : 1 a-l = 9, km

13 antipode la lune Vénus Pluton le soleil Sedna N. dOort Cent. les dernières étoiles visibles à lœil nu les dernières étoiles visibles à lœil nu

14 antipode la lune Vénus Pluton le soleil Sedna N. dOort Cent. étoiles œil a-l étoiles les plus lointaines a-l étoiles les plus lointaines a-l centre de la Voie lactée

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

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

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

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

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

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

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

22 (1) jusquà quelques centaines da-l, on utilise le mouvement apparent dans le ciel (parallaxe été-hiver) Comment mesure-t-on toutes ces distances ?

23 Combien dannées-lumière dans un parsec ?

24 1 pc = 3,26 a-l

25 (2) jusquà quelques centaines de millions da-l, on utilise les céphéides comme « chandelles standard »

26 mesure période et luminosité période luminosité intrinsèque rapport des deux luminosités d

27 (2) jusquà quelques centaines de millions da-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 Lunivers I – lunivers aujourdhui 1° - lunivers est grand 2° - lunivers est structuré

29 La matière que nous voyons est essentiellement sous la forme : (1) détoiles (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 ...soit elliptiques, voire parfois irrégulières Chaque galaxie rassemble étoiles (dix à cent mille milliards !)

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

33 Les galaxies vont par groupes dune cinquantaine... Notre groupe « local »

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

35 et les millions damas et super-amas tissent une toile daraignée assez énigmatique...

36 Two Micron All Sky Survey

37 Lunivers I – lunivers aujourdhui 1° - lunivers est grand 2° - lunivers est structuré 3° - lunivers est bavard

38 La lumière visible nest quune toute petite partie du rayonnement que nous recevons de l univers

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

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 dautres 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. 26 Al

45 Limage la plus étonnante est celle que lunivers nous présente aux longueurs donde de 2 à 20 cm De toutes les directions nous recevons le même rayonnement et cest celui dun corps noir à 2,7 K Cest le RDC, « rayonnement diffus cosmologique » (ou CMB, « cosmic microwave background »)

46 T = 2,736 K

47 Les fluctuations du RDC, quoique minuscules (< ), sont fondamentales pour comprendre lunivers ; elles sont désormais cartographiées très minutieusement

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

49 Dès 1929, Hubble montre quaux vitesses de révolution se superpose un mouvement général dexpansion

50 Cette expansion de lunivers est désormais attestée sur une très grande gamme de distances

51 On vient même de découvrir… …que lexpansion saccélère ! (un tout petit peu)

52 Lunivers I – lunivers aujourdhui 1° - lunivers est grand 2° - lunivers est structuré 3° - lunivers est bavard II – lunivers hier 1° - lunivers est vieux

53 Trois approches indépendantes : (1) le mouvement dexpansion Si une galaxie séloignant de nous à la vitesse v est aujourdhui à la distance d, elle était tout près il y a d/v années, or cest une constante (1/H) Ga (2) lâge des plus vieux amas globulaires Les amas globulaires rassemblent des milliers détoiles ( ), très certainement nées en même temps. La durée de vie dune étoile nétant fonction que de sa masse, lâge dun amas est approximativement égal à la durée de vie de la plus grosse étoile survivante : Ga (2) lâge 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) lâge de lunivers 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 sapprocher sérieusement de lhorizon cosmologique…

55 Lunivers I – lunivers aujourdhui 1° - lunivers est grand 2° - lunivers est structuré 3° - lunivers est bavard II –lunivers hier 2° - lunivers a été jeune 1° - lunivers est vieux 2° - lunivers a été jeune

56 (1) le Big Bang La théorie du Big Bang consiste à imaginer que lespace était initialement de taille nulle (ou très petite) et donc que lunivers, de même énergie totale quaujourdhui, avait une densité et une température infinies (ou très grandes) (2) lexpansion 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 nimporte quel matériau, le refroidissement de lunivers a été marqué par un certain nombre de changements détat, jusquau stade actuel Lunivers de sa naissance à lâge adulte, en trois mots

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

58 La physique nest pas encore à même de décrire le tout début, faute dune théorie unifiant physique quantique et relativité générale (« très grande unification »)

59 Vient ensuite une série dévénements, dont notamment : une courte période dinflation rapide

60 Vient ensuite une série dévénements, dont notamment : une courte période dinflation rapide le confinement des quarks en protons et neutrons la presque annihilation de la matière et de lantimatière Bref, au bout dune seconde il ne reste plus guère que des photons et des nucléons

61 La nucléosynthèse primordiale Vient alors un événement très important : radioactifs (T 1/2 = 12 min), les neutrons libres se décomposent en protons et électrons Lunivers étant encore dense et chaud, protons et neutrons commencent à se combiner pour former des noyaux légers : 2 H, 3 He, 4 He, 6 Li, 7 Li et un tout petit peu de Be et B

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63 La nucléosynthèse primordiale Vient alors un événement très important : radioactifs (T 1/2 = 12 min), les neutrons libres se décomposent en protons et électrons Lunivers étant encore dense et chaud, protons et neutrons commencent à se combiner pour former des noyaux légers : 2 H, 3 He, 4 He, 6 Li, 7 Li 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...

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

66 Lère stellaire Peu après, les fluctuations de densité donnent naissance aux amas et aux galaxies A léchelle de lunivers global il ne se passe plus rien, sinon que le rayonnement de corps noir émis à 3000 K se refroidit, aujourdhui il est à 2,7 K Cest au sein des galaxies que tout se passera désormais : le cycle de vie et de mort des étoiles

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68 Lunivers I – lunivers aujourdhui 1° - lunivers est grand 2° - lunivers est structuré 3° - lunivers est bavard II –lunivers hier 1° - lunivers est vieux 2° - lunivers a été jeune II –lunivers demain 1° - l univers est plat

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

70 Lavenir de lunivers en dépend !

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

72 Lunivers I – lunivers aujourdhui 1° - lunivers est grand 2° - lunivers est structuré 3° - lunivers est bavard II –lunivers hier 1° - lunivers est vieux 2° - lunivers a été jeune II –lunivers demain 2° - l univers est cachottier 1° - l univers est plat 2° - l univers est cachottier

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

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

75 matière visible 0,005 Problème !

76 matière visible 0,005 Problème ! Nous ne voyons donc que 0,5 % de lunivers qui est autour de nous !

77 ...découvre aussi la masse manquante Fritz Zwicky 1933 : linventeur 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 lunivers confirme : il y a 10 fois plus de matière ordinaire que nous nen voyons

80 Amas de galaxies : + matière entre les galaxies, 10 à 30 fois plus massive « Pesée » de lunivers matière 30 %

81 Problème ! Quest-ce que cest que ces 25 % de « matière noire » qui ne sont pas de la matière ordinaire ? baryons = 4,5 %

82 photons = 0,005 % neutrinos < 0,3 % « Pesée » de lunivers matière 30 % Un univers dominé par les mauviettes ?

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

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85 « Pesée » de lunivers matière 30 % Problème ! Quest-ce que cest que ces 70 % « dénergie sombre » qui ne sont pas de la matière ? total = 100 %

86 « lénergie du vide » ?

87 Lunivers du Big Bang à la fin des temps fin


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