Cosmologie & Big Bang Comprendre le principe cosmologique Décrire la théorie du Big Bang Décrire l’origine et les propriétés du rayonnement fossile du fond du ciel Décrire les différentes possibilités d’évolution de l’Univers

Cosmologie & Big Bang Cosmologie: D’où vient l’Univers ? Depuis combien de temps existe-t-il ? L’Univers aura-t-il une fin ? L’Univers est-il fini ou infini

Cosmologie & Big Bang Démarche cosmologique THÉORIES PRÉDICTIONS OBSERVATIONS

Principe Cosmologique Définition: peu importe où l’on se trouve dans l’Univers, et peu importe dans quelle direction on regarde, l’Univers apparaît homogène (identique en tout point) et isotrope (identique dans toutes les directions).

Principe Cosmologique pas applicable à petites échelles ~ 1 pc étoiles ~ 10 kpc galaxies ~ 1 Mpc amas de galaxies ~ 30 Mpc super-amas

Principe Cosmologique > 100 – 1000 Mpc Définition: peu importe où l’on se trouve dans l’Univers, et peu importe dans quelle direction on regarde, l’Univers à grande échelle apparaît homogène et isotrope

Principe Cosmologique 10 000 galaxies couvrant 6o sur le ciel jusqu’à 3 milliards d’années-lumière < 50 Mpc super-amas filaments, voids (trous) > 50 Mpc galaxies distribuées uniformément

Principe Cosmologique

Big Bang L’Univers a débuté à partir d’un état exceptionnel où: Le rayon de tout l’espace était essentiellement ZÉRO Toute la matière était concentrée en 1 point ayant une DENSITÉ infinie (1929- George Lemaître 1948- Gamow) Début de l’Univers: 14 +/- 2 x 109 années

Où s’est produit le Big Bang Principe cosmologique: l’Univers est le même partout Big Bang: toute la matière a explosé à partir d’un point incompatible ??? ce point n’est-il pas différent du reste de l’Univers ? Univers n’est pas homogène ?

Où s’est produit le Big Bang BIG BANG n’a pas été une explosion dans un Univers vide BIG BANG a impliqué l’Univers dans son entier pas de point particulier pcq le BIG BANG implique tout l’Univers le BIG BANG s’est produit partout en même temps

Matière & Radiation Radiation: caractérisée par une certaine quantité d’énergie E = Hn = hc/l Matière: correspond à une certaine quantité d’énergie E = mc2

Matière & Radiation Big Bang: radiation cosmique de fond (3K) Contient plus d’énergie (~10X) que tout ce qui a été émis par les étoiles, les galaxies etc depuis le Big Bang (parce que occupe tout l’espace) rayonnement ~ 5 x 10-34 g/cm3 Actuellement matière ~ 10-30 g/cm3

Matière & Radiation Au début: l’Univers est dominé par la radiation Perd de l’énergie à cause du décalage vers le rouge Au début: l’Univers est dominé par la radiation Maintenant: l’Univers est dominé par la matière 2 diminuent à cause de l’expansion (dilue le nombre d’atomes et de photons 1000 ans: Univers 20 000X plus petit – T ~ 60 000 K

Origine des éléments 24% Majorité de la matière dans l’Univers sous forme de: Hydrogène ~ 75% Hélium ~ 25% Proportion (75%-25%) déterminée par les conditions initiales du Big Bang Nucléosynthèse Big Bang Éléments plus lourds que le Li produits au centre des étoiles 4% (densité critique)

Température du Big Bang 0,01 sec 1011 K 3 min 109 K 700 000 ans 3000 K maintenant 2,73 K

Rayonnement fossile (rayonnement cosmique de fond) Univers devient transparent à t ~ 700 000 ans (T ~ 3000 K) Les photons ne sont plus absorbés par des électrons libres (atomes neutres) Lumière a perdue de l’énergie (expansion) 3000 K 3 K

Rayonnement fossile (rayonnement cosmique de fond)

Rayonnement fossile (rayonnement cosmique de fond) Dipole: causé par notre mouvement p/r au rayonnement uniforme (Soleil autour de la Galaxie, Galaxie dans le Groupe Local, Groupe Local vers l’amas de la Vierge …) Cobe DT/T ~ 1/100000 homogénéité de l’Univers à t = 700 000 ans

Histoire de l’Univers Big Bang: 14x109 ans radiation > matière matière > radiation 700 000 ans Univers devient transparent z ~ 20 formation des galaxies z ~ 5 formation des quasars formation du système solaire: 5x109 ans

Futur de l’Univers lumineuse Matière dans l’Univers sombre radiation Futur de l’Univers repose sur une seule quantité: densité moyenne de l’Univers (sous toutes ses formes) Densité critique pour FERMER l’Univers: rcrit ~ 10-29 gm/cm3 ~ 4-5 atomes H/m3

Futur de l’Univers Densités mesurées matière visible r ~ 10-31 gm/cm3 X 100 matière visible & matière sombre r ~ 10-30 gm/cm3 X 10 rcrit = 10-29 gm/cm3

Futur de l’Univers Mesure du taux de décélération ou accélération v plus grand dans le passé si décélération Mesure du taux de décélération ou accélération Problèmes: mesures difficiles évolution (distance) v plus petit dans le passé si accélération

Paramètres cosmologiques