La cosmologie Master Classes CP3 2014 Sandrine SCHLÖGEL (UNamur-UCLouvain)

Les échelles de grandeur 2 Les échelles de grandeur Electromagnétisme Interactions nucléaires

Le principe cosmologique Effet de perspective, ct s’y retrouver… + universalité des lois de la physique et pas de place privilégiée dans l’Univers 3 3 Le principe cosmologique A grande échelle (1024 m), l’Univers est homogène et isotrope.

de la cosmologie moderne 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 !

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

Arpentage de l’Univers (2) : 6 Arpentage de l’Univers (2) : Mesure de la vitesse Effet Doppler Raies d’émissions des éléments chimiques

Loi de Hubble 1920 : Hubble Relation linéaire vitesse/distance Au départ, cste de Hubble sur-évaluée -> âge de l’Univers bcp plus pt…plus pt que l’âge de la Terre 7 7 Loi de Hubble 1920 : Hubble Relation linéaire vitesse/distance Conclusion : première preuve d’un Univers en expansion !

Expansion de l’Univers 8 8 Au Big Bang, Univers infiniment dense et chaud (singularité => difficulté de la théorie !) ; ajustement des variables initiales (courbure varie d’un millionière !) Expansion de l’Univers d(t0)=d0 d(t)=d0a(t)

Expansion de l’Univers

Evolution de l’Univers… 10 Evolution de l’Univers… Evolution du facteur d’échelle en fonction du temps Univers ouvert Univers plat Big Bang Univers fermé Big Crunch ...liée au contenu en matière/énergie

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 ?

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

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

Les échelles de grandeur 14 Les échelles de grandeur Electromagnétisme Interactions nucléaires

Les structures à grande échelle 15 Suffisamment chaud pour que les réactions nucléaires se déclenchent et suffisamment froid pour que les neutrons et les protons se collent 15 Les structures à grande échelle Qu'observons-nous dans l'Univers ? Apparition de ces structures ? Ère de matière, œuvre de la gravitation Mission spatiale Euclid, 2020

Le rayonnement fossile : introduction 16 Suffisamment chaud pour que les réactions nucléaires se déclenchent et suffisamment froid pour que les neutrons et les protons se collent 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 l’H ?

Le rayonnement fossile 17 Première lumière qui s’échappe du plasma à gde distance. 17 Le rayonnement fossile Plasma primordial Energie d’ionisation de l’H : 13,6 eV

Le rayonnement fossile 18 Prévision du Big Bang : si l’Univers a une T très gde ds le passé, il refroidit –(> émission d’une relique sous forme de rayonnement du corps noir) 18 Le rayonnement fossile Prévision du modèle du Big Bang chaud Première détection en 1965 par Penzias et Wilson (Prix Nobel 1978) 3K

Le rayonnement fossile 19 Suffisamment chaud pour que les réactions nucléaires se déclenchent et suffisamment froid pour que les neutrons et les protons se collent 19 Le rayonnement fossile Rayonnement isotrope Effet Doppler Plan galactique...et anisotropies très faibles

Planck 2013 Age de l’Univers: 13,8 milliards d’années Espace (très) plat Matière ordinaire: 4,9% Matière sombre: 26,8% Énergie sombre: 68,3%

La nucleosynthèse primordiale 21 Li, He et H =99,9% des atomes présents dans l’Univers 21 La nucleosynthèse primordiale Nucleosynthèse primordiale et stelllaire Création des premiers noyaux Pourquoi après 3 min ?

La nucléosynthèse primordiale 22 Suffisamment chaud pour que les réactions nucléaires se déclenchent et suffisamment froid pour que les neutrons et les protons se collent 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 d’éléments chimiques légers 1 atome d’He pour 12 d’H

Ere de Grande Unification 23 Histoire de l’Univers Ere de Planck (T>1032K) Ere de Grande Unification (T>1028K)

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

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

Les questions Qu'est-ce que la matière noire ? 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 ? Homogénéité de l'Univers à grande échelle Structures à grande échelle Univers (très) plat ?

La matière sombre

L’énergie sombre (Prix Nobel 2011) Chandelles cosmiques = supernovae Diagramme de Hubble

Seul 4% des constituants de l’Univers sont connus ! Confirmation par différentes expériences

L’inflation primordiale Comment expliquer l’homogénéité de l’Univers ? Uniformité de la T du rayonnement fossile Communication = échange de lumière Vitesse finie de la lumière et âge de l’Univers

L’inflation primordiale Phase d’expansion accélérée Explique : - l’homogénéité la plattitude

L’inflation primordiale Etude de la polarisation du rayonnement fossile Expérience BICEP2 en Antarctique Résultats : détection d’ondes gravitationnelles primordiales !

33 En conclusion…

La cosmologie, une science de précision L’Univers est en expansion 34 La cosmologie, une science de précision L’Univers est en expansion L’Univers a une histoire : La nucleosynthèse primordiale Le rayonnement fossile L’expansion accélérée actuelle Seulement 4% de matière ordinaire

Encore de nombreuses questions : 35 Encore de nombreuses questions : qu’est-ce que la matière noire ?  nouvelle(s) particule(s) ? Gravitation modifiée ? qu’est-ce que l’énergie noire ?  énergie du vide ? Gravitation modifiée ? Nouveau composant ? - Univers primordial : Modèle d’inflation ? Théorie quantique de la gravitation ?

pour les illustrations de l’exposition Univers Face A Face B ! 36 Merci à André Füzfa pour les illustrations de l’exposition Univers Face A Face B !