Introduction aux modèles cosmologiques

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1 Introduction aux modèles cosmologiques
Avant le Xxè siècle : systèmes du monde

2 (I) Avant le Xxè siècle: Systèmes du Monde
Géométrie et représentation du Monde : • Pythagore • Platon et Aristote : cercles et sphères, polyèdres (= solides platoniciens) Des outils pour représenter l’harmonie, les symétries du monde • Galilée citation • Kepler • Newton Relativité générale

3 Les systèmes du Monde Toujours décrits de manière géométrique
Platon et Aristote : Terre au centre Rôles du cercle et de la sphère : figures parfaites, harmonieuses (=symétriques): Éléments de base pour la structure du ciel parfait. Cercles et sphères : structure concentrique de sphères emboîtées Épicycles : combinaison de cercles

4 Le monde d’Aristote géométrie sans espace : pas d’espace mais des lieux Pas d’homogénéité : un centre, une hiérarchie de sphères, une frontière Anisotropie fondamentale : La dimension verticale diffère des dimensions horizontales : elle indique le centre de la Terre, (“ lieu naturel ” des corps qui contiennent l’élément terre.) Dans notre langage, cette géométrie prend en compte la gravitation terrestre, Mais terrestre uniquement. Pas de vide. Pas besoin ni d’éther

5 Les systèmes du Monde Copernic : Changement de centre
Toujours les mouvements circulaires

6 Les systèmes du Monde Kepler : cercles --> ellipses
Encore plus harmonieux ! (selon lui : harmonie des sphères)

7 Kepler : harmonie du monde
Encore plus harmonieux ! (selon lui : harmonie des sphères)

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9 La révolution newtonienne
[après Galilée, Descartes, Huygens, Leibniz] L’espace physique est assimilé à l’espace mathématique euclidien L’espace devient isotrope. Newton identifie la gravitation à une force physique : il l’exclut de l’espace. Cela permet l’isotropisation de l’espace : Les trois dimensions spatiales deviennent équivalentes.

10 La révolution newtonienne
La spécificité de la verticale est - locale (sur Terre uniquement, et donc conjoncturelle) et non géométrique : due à une influence physique, extérieure, -> Unification de la dynamique

11 La cinématique Newtonienne
Une cinématique exprime les liens entre dimensions spatiales et temporelles : par exemple, espace + temps et non pas espace-temps. Celle de Newton se fonde sur le principe d’inertie la loi d’addition des vitesses.

12 Lumière et matière : La cinématique de Newton est fondée sur la relativité (galiléenne) du mouvement Au XIXè, les physiciens s’aperçoivent que la loi d’addition des vitesses ne s’applique pas à la lumière (c constant)  crise Doit-on considérer deux cinématiques différentes ? Deux conceptions différentes de l’espace, du temps et de leurs rapports ? La crise sera résolue par l’introduction de la relativité restreinte.

13 Le Monde après Newton Newton : cadre géométrique : espace et temps géométrisés… Espace + temps = cadre géométrique de la physique Mouvement décrit par des vitesses, des forces = objets géométriques Le monde = distribution de matière (régie par des forces) dans ce cadre géométrique Problème cosmologique : quelle est l’extension du monde matériel dans ce cadre géométrique infini ? Notre galaxie ? Univers-iles ?

14 Cosmologie relativiste
La cosmologie concerne les propriétés globales de l’univers. Cosmologie relativiste : selon la théorie de la relativité générale La gravitation gouverne la cosmologie. Elle est décrite par la relativité générale. Univers = espace-temps + contenu énergétique Principe cosmologique : L’espace est homogène et isotrope Modèles cosmologiques : avec la physique connue Observations : très nombreuses

15 Relativité restreinte
cadre géométrique encore plus complet car il incorpore la cinématique Espace + temps --> espace-temps Ne change guère la vision cosmologique

16 Relativité générale Espace-temps courbe
Métrique g  courbure Son tenseur de Riemann R représente la gravitation. Les équations d’Einstein permettent de calculer R à partir - du contenu énergétique (tenseur d’énergie-impulsion T) - et de la constante cosmologique L. Simplifiées par la symétrie du principe cosmologique Matière et lumière suivent les géodésiques de l’espace-temps. Le but de la cosmologie relativiste est de trouver une bonne description de l’espace-temps, par exemple par sa métrique.

17 Cosmologie relativiste
L’espace devient lui-même une entité dynamique et au statut quasi-matériel : (Voir plus loin). L’espace-temps a une forme (courbure et topologie) Le problème cosmologique, c’est avant tout décrire cette forme. Par exemple, s’il y a une frontière temporelle, modèle de big bang. (dans le futur : big crunch) Pas de frontière spatiale (modèle d’Einstein) Cosmologie future : cadre géométrique encore plus étendu ? Cordes et branes ? …

18 Cosmologie Étude de l’Univers dans sa globalité Univers =
cadre géométrique (espace-temps) + contenu (matière, rayonnements,…) Les deux sont liés par la relativité générale, loi de la gravitation.

19 Cosmologie relativiste
Univers en expansion

20 Modèles de big bang

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23 Georges Gamow

24 Modèles de big bang

25 Cosmologie théorique

26 Questions cosmiques 1 : géométrie de l’espace-temps
• Forme (géométrique) de l’espace: plat ou non, infini ou non,… courbure spatiale [et topologie] • Partie temporelle de la géométrie : évolution Expansion : évidence et propriétés taux (= constante de Hubble) accélération ou décélération Âge de l’univers • Constante cosmologique = courbure moyenne de l ’espace-temps

27 Modèle de big bang avec L=0.7 et W =0.3
(le « meilleur » aujourd’hui) Modèle de big bang « Einstein - de Sitter), avec L=0 et W = 1 (abandonné aujourd’hui)

28 Questions cosmiques 2 : contenu « matériel » de l’univers
Nature, densité et propriétés de la matière masse cachée --> physique des particules Énergie exotique ? (énergie du vide, quintessence …) pas d ’évidence pas de motivation théorique sérieuse Structuration et évolution de la matière visible ou invisible: formations des galaxies et des structures problème très actuel --> •

29 Questions cosmiques 3 : Univers primordial
Que s’est-il passé il y a 15 milliards d’années, quand les conditions physiques étaient très différentes de celles d’aujourd’hui ? Plus on remonte loin dans le passé, plus on doit faire intervenir une physique différente : « Recombinaison » (à l’âge de 1 million d’années) : époque de transition origine du Fond Diffus cosmologique Physique nucléaire physique des particules … inflation, nouvelles théories, transitions de phase •••

30 Questions cosmiques 3 : Univers primordial
Que s’est-il passé il y a 15 milliards d’années, quand les conditions physiques étaient très différentes de celles d’aujourd’hui ? Plus on remonte loin dans le passé, plus on doit faire intervenir une physique différente : « Recombinaison » (à l’âge de 1 million d’années) : époque de transition origine du Fond Diffus cosmologique Physique nucléaire physique des particules … inflation, nouvelles théories, transitions de phase •••

31 La forme de l’espace-temps
Modèles relativistes Principe cosmologique ==> modèles Friedmann - Lemaître Modèles de big bang Modèles particuliers : Einstein, Minkowski, de Sitter

32 Principe cosmologique
L’espace [les sections spatiales de l’espace-temps] sont à symétrie maximale (=homogènes et isotropes)  1) l’espace-temps est simple = espace * temps Mais les propriétés de l’espace varient dans le temps (expansion). 2) description simple du contenu énergétique : Quantités moyennes seulement (densité d’énergie r, pression p)

33 Principe cosmologique

34 Métrique Robertson - Walker
Décalage vers le rouge (= redshift)

35 Le principe cosmologique suffit à déterminer une forme
[de Robertson - Walker] pour la métrique : ds2 = dt2 -a(t) 2 ds2, où ds2 est la métrique d’un espace à symétrie maximale : S3 (k =1) R3 (k =0), ou H3 (k =-1) . k est le paramètre de courbure spatiale La fonction a(t) = facteur d’échelle : toute longueur cosmique varie proportionnellement à a(t) - (dans des « bonnes » coordonnées) - ceci est indépendant de la théorie de gravitation (Rg ou autre). Un modèle est déterminé par [a(t), k]

36 Courbure de l’espace-temps

37 Modèles de Friedmann - Lemaître
La relativité générale permet de calculer la courbure de l’espace-temps à partir du tenseur d’énergie-impulsion et de L, par les équations d’Einstein. Avec le principe cosmologique, - la courbure se réduit à a(t) et k. - Les équations d’Einstein se réduisent aux équations de Friedmann. La matière est décrite par sa densité moyenne r et sa pression moyenne P.

38 Modèles Friedmann - Lemaître
- décrits par a(t) et k. Les équations d’Einstein (relativité générale) se réduisent aux équations de Friedmann : on peut calculer [a(t), k] à partir du tenseur d’énergie-impulsion et de L. La matière est décrite par sa densité moyenne r et sa pression moyenne P. Reliés par une équation d’état

39 Contenu matériel densité moyenne r pression moyenne P.
Reliés par une équation d’état

40 Modèles de big bang = ceux pour lesquels le facteur d ’échelle s annule pour une valeur ti de t finie : a(ti) =0. (en fait, cette cosmologie ne tient pas compte des effets quantiques qui pourraient empêcher une telle singularité. Il vaut mieux remplacer la condition par a(ti) = Lplanck

41 Modèles de big bang

42 Cosmologie observationnelle

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44 Observations d’intérêt cosmique
• Tests cosmologiques : observer des objets « standard »pris comme traceurs de la géométrie (spatio-temporelle) ; amas de galaxies, supernovae (--> •), ... Difficile de séparer les aspects spatiaux et temporels • âge de l’univers • abondances des éléments légers (<-- nucléosynthèse primordiale) •••

45 Fond Diffus cosmologique
Les observations les plus lointaines et les plus anciennes disponibles (z=1000) Engendré à la recombinaison La confirmation la plus impressionnante des modèles de big bang On teste physique primordiale Gravitation Géométrie de l ’espace-temps Nature et propriétés de la matière Les lois de la physique ...

46 Fond Diffus cosmologique
équilibre

47 Spectre du Fond Diffus cosmologique

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49 WMAP sky

50 WMAP sky T(q,f) --> spectre angulaire C(l)

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54 Fluctuations du Fond Diffus cosmologique

55 Spergel et al 2003

56 Pic acoustique

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58 Lentilles gravitationnelles

59 Lentilles gravitationnelles
Déviation gravitationnelle des rayons lumineux prévue par la relativité générale • effets forts (arcs) ou faibles, • à diverses échelles (microlensing) • très faibles : déformations des images (analyse statistique : champ de cisaillement ***)

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61 Effets de lentilles gravitationnelles :
Dévoilent la masse responsable (cachée ou non) Dévoilent la géométrie de l’univers

62 Conclusion Nous avons beaucoup appris dans les dernières années :
Mesure de H0 Mesure de l’accélération de l’expansion Détection des fluctuations du Fond Diffus cosmologique Estimation des quantités de masse cachée (mais pas sa nature) Tout est à confirmer par des méthodes indépendantes ! Réconcilier les mesures de H0 proches et lointaines Mesures de la courbure de l’espace (aujourd’hui, estimée faible) Confirmer l’accélération de l’expansion (qui implique L)

63 Cosmologie primordiale

64 La matière Sdv fd vbdf df

65 Abondances des éléments

66 Champ scalaire Le Lagrangien décrit l’évolution
L’état fondamental (=vide) correspond au minimum du potentiel

67 Potentiel Symétrique à haute température Symétrie brisée
à basse température

68 Brisure de symétrie À basse température = choix d’un minimum du champ
Quel type de choix : discret ou continu ? Cela dépend de la nature du champ, et de son Lagrangien. On peut avoir F1 dans une région, et F2 dans une autre --> à la frontière ?

69 Défauts topologiques Choix discret : entre la zone F1 et la zone F2, il doit exister une zone où le champ est piégé. Cela représente une surface très mince remplie d’une énergie énorme: un mur domanial Exclu par la cosmologie.

70 Cordes cosmiques Symétrie continue :
Les zones de forte énergie sont piégées le long de lignes, qui se comportent comme des cordes : Densité d’énergie prop. m2.

71 Effets possibles des cordes cosmiques
= très fortes singularités (coniques) du potentiel gravitationnel Lentilles gravitationnelles Fond diffus cosmologique Germes pour la formation des structures

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73 Les cordes ont une dynamique
Elles peuvent être chargées, supraconductrices…

74 Monopoles <--- autres types de brisure
Masse = m = échelle de la brisure (1016 GeV pour les GUTs).

75 Défauts cosmologiques
Causalité ==> On s’attend à ce que le champ prenne la même valeur dans des régions dont les dimensions ont la taille de l’horizon causal Hbrisure au moment de la brisure un défaut topologique par volume Hbrisure 3. Pour les monopoles W = 1011 !!! IMPOSSIBLE

76 S’en débarrasser ? Théorie : Monopoles inévitables si GUT
Densité incompatible avec la cosmologie Leur densité a été diluée ? -> origine de l’idée d’inflation = Comment diluer les monopoles

77 Inflation ? = une période (courte) d’expansion ultrarapide.
Par exemple, d’un facteur en seconde (big bang : facteur 1000 en 13 Gyrs). Une région de taille LPlanck =10-33 cm devient de taille 10xx cm. Quelle aurait pu en être la cause ? constante cosmologique ? NON Autre chose INFLATON

78 Motivations pour l’inflation
Diluer les monopoles : mais les théories GUT ne sont plus à la mode -> l’actualité du problème a disparu. Résoudre les « problèmes » de la platitude et de l’homogénéité. ces sont de faux problèmes (mal posés) L’inflation ne les résout pas • Une origine aux fluctuations primordiale.

79 Problèmes de l’Inflation
• Pas de fondements solides : concept d’énergie du vide Existence d’un champ scalaire particulier = inflaton •  Pas de véritable modèle • Fine tuning : L’idée exige une série d’hypothèses extrêmement ad hoc quant à la physique des particules Quant à la cosmologie (homogénéité préalable)

80 • Pas de tests : on trouve à peu près toutes les prédictions possibles La plupart des « prédictions » datent d’avant l’idée d’inflation.

81 Mécanisme original (Zeldovich) (Guth, Linde) Lors de la brisure
Il faut une pression négative. « Les propriétés d’un champ scalaire rendent facile L’existence d’une pression négative » (Alan Guth)

82 Idée originelle: « old inflation »
Starobinski (1979), Guth 1981, champ scalaire dans un minimum local (non global) de potentiel : faux vide (le minimum de l’énergie à ce moment): superrefroidissement Processus quantique car le champ passe du vai au faux vide par effet tunnel. Impossible de terminer l’inflation

83 Nouvelle inflation 1982 (graceful exit).
Le potentiel du champ (= INFLATON) est dessiné comme un plateau: le champ « roule » le long du plateau.

84 Inflation « chaotique »
Potentiel plus général Faux vide Vrai vide L’évolution de l’inflaton ressemble à celle d’une bille qui serait dans un puis de la même forme: Oscillation avec friction (<- expansion)

85 chaotique Le champ doit avoir le potentiel correct
Le champ doit être au départ dans l’état de faux vide L’univers doit être au départ (suffisamment) homogène. L’évolution de la région de faux vide est une inflation.

86 Les particules présentes et la métrique sont énormément diluées
À la fin de l’inflation, l’énergie du champ est matérialisée sous forme de particules.

87 Autres inflations Inflation hybride : deux champs scalaires
Inflation supernaturelle

88 Champ scalaire (quantique)
Le joker de la physique des particules Existence ??? --> équations de Friedmann - Lemaître

89 « slow roll » Si le potentiel est plat, le champ varie lentement

90 … slow roll

91 Effets de l’inflation Elle augmente énormément toute longueur cosmique: • Dilution des monopoles • Dilution de la courbure de l’espace (le rayon de courbure est dilaté) ==>L’espace est « presque plat » (à condition qu’il ait eu une courbure correcte au départ) • La taille de la région de causalité est dilatée (supérieure à la taille de la surface de dernière diffusion, qui se trouve ainsi contenue dans une région causale)

92 Fluctuations primordiales
Plus intéressant Fluctuation de densité en fonction de la taille spatiale l (à l’instant où la fluctuation rentre dans l’horizon) Cas le plus simple d= CMB ==> d==10-5 ==>

93 La prédiction de l’inflation
Prédiction : les fluctuations à différentes échelles ont même amplitude (spectre Harrison-Zeldovich 1970!) n=1 (en fait pas de modèle établi -> pas de prédiction solide)

94 Inflation éternelle (uniquement dans le futur) En fait, le champ a une probabilité (quantique) non nulle de rester dans le faux vide. Donc certaines régions continuent à être en inflation, d’autres non. Chaque région est comme un univers = autres univers = univers bulles = univers de poche. (en fait, d’autres régions de l’univers, tellement grand que inaccessible)--> invérifiable.

95 Auto reproduction d’univers en expansion:
Création de mini-univers Inflation -> univers

96 Peut-on justifier l’inflation ?
1) l’inflation nécessite la validation des concepts d’énergie du vide et de champ scalaire (problème de physique) 2) les conditions qui mènent à l’inflation sont très « spéciales ». Mais on peut toujours penser que dans un immense univers, il y aura toujours un endroit au moins où elles seront vérifiées. Mais pour justifier l’inflation , il faut un scénario de pré-inflation qui mène à l’inflation.

97 Problèmes fondamentaux
Comment décrire l’univers primordial? Pourquoi constantes et paramètres ont-il leurs valeurs ? densité et pression, Nombre de dimensions de l’espace Constantes : cosmologique L, G,c,h Masses (et autres caractéristiques) des particules élémentaires (et de leurs interactions). • Y a-t-il une énergie du vide ? Un rayonnement des trous noirs ? •••

98 • Peut-on quantifier la gravitation?
• La supersymétrie est-elle vérifiée ? ••• Pas de réponse sans une nouvelle physique (qui permettra de prolonger les modèles de big bang)

99 Deux candidats Théories des [super]cordes et brane & M-théorie
• géométrie quantique = (gravité en lacets, réseaux de spins…)

100 Quantifier la gravité ==> quantifier la géométrie
unification géométrie / gravitation / matière espace-temps quantique Cut-off dans les intégrales (résolution des pbs de la physique quantique)

101 Théorie des cordes Espace-temps --> Fond (bulk) à N dimensions.
Êtres fondamentaux à une dimension = cordes (fermées ou ouvertes). • Une corde évolue en décrivant une surface d’univers (2 dimensions) . Consistance mathématique ==> Il faut d=26 ou d=10.

102 Action [de Polyakoff] = surface de la sU.
On peut voir la théorie comme une théorie dans un « espace » à deux dimensions (= la surface d’univers).

103 Premier (et principal) indice de succès:
Les vibrations d’une corde fermée correspondent à une particule de masse nulle et de spin 2 : le graviton : on a une quantification linéaire de la gravité (très loin d’une quantification complète).

104 Supersymétrie On rend l’action invariante par supersymétrie, en rajoutant des degrés de liberté fermioniques. Groupe de symétrieétries (internes):

105 supercordes 5 modèles : I, IIA, IIB, hétérotiques
• reliés par des dualités --> 5 aspects d’une théorie sous jacente inconnue = M-théorie ?

106 branes Les extrémités des cordes ouvertes décrivent
des hypersurfaces = branes.

107 Intérêt théorique Les différentes échelles de la physique sont rapprochées, à cause du nombre élevé de dimensions.

108 Modèles de branes Matière et interactions confinés sur la brane,
Gravitation dans le fond. Notre monde = une 3- brane qui évolue dans le Fond ? Big bang = collision de branes ? On pourrait sentir l’influence des autres branes : masse cachée, énergie sombre