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L’histoire de l’Univers
Evolu2on de la pensée
• Galilée avec son télescope ouvre un œil au dehors de la maison Terre. Les montagnes sur la lune, les satellites de Jupiter démontrent que la ma2ère est partout pareille et que la terre n’est pas le centre du cosmos.
• Newton fait l’hypothèse que les loi de la physique sont partout pareilles: la pomme qui tombe est soumise à la même force que 2ent la Terre autour du Soleil Univers
• On peut étudier les objets de l’Univers et leur histoire: système solaire, étoiles, etc.
• Einstein, avec la Théorie de la Gravita2on Générale, considère l’espace, le temps et la ma2ère comme un tout. L’Univers deviens lui même objet d’étude, naissance de la cosmologie.
L’Univers a une histoire • 335 a. C. Aristote: « l’Univers a toujours existé et existera toujours. Dans le
ciel rien ne change »
• 1925 Edwin Hubble a un nouveau télescope sur le Mont Wilson (1742 m)
Ils existent d’autres Galaxies dehors notre Voie Lactée : les nébuleuses sont des Galaxies
Il mesure leur distance et leur vitesse. ≈100 milliard d’étoiles dans une Galaxie ≈100 milliard de Galaxies
Les Galaxies s’éloignent !!!!
Le télescope Hubble
Décembre 1993 : 5 jours pour ajuster la vision de Hubble
Lancé le 24 avril 1990, porté par la navece Spa2ale Discovery
Galaxies vues par le télescope Hubble
≈ 1,500 galaxies sont visibles dans cece image (le champs profond de Hubble ), prise en gardant le télescope pointé sur le même pe2t morceau de ciel « noir » pour 10 jours consécu2fs en 1995.
Galaxie spirale M83, à 15 million d’années lumière dans la constella2on de Hydra. Elle con2ent des milliers d’amas d’étoiles, Millions d’étoiles individuelles , et fantômes d’étoiles mortes, restes de supernova.
Le spectre d’une étoile • Un corps chaud, tel qu'une étoile ou une planète va émecre un rayonnement
électromagné2que dont la répar22on dépendra de sa température.
• Aujourd’hui on étudie les étoiles dans tout le spectre électromagné2que: radiotélescopes, détecteurs de rayons X et de rayons gammas.
• Le spectre d’une étoile n'est pas un simple arc-‐en-‐ciel : il est strié d'une mul2tude de raies sombres : c’est l'absorp2on de certaines longueurs d'ondes par des éléments chimiques présents dans les couches superficielles .
Déplacement vers le rouge
On mesure la distance des galaxies d’après l’ intensité de la lumière d’étoiles étalons: céphéides ou supernovae. Si une étoile s’éloigne de nous la longueur d’onde de la lumière augmente, sa couleur se déplace vers le rouge
Effet Doppler
Pourquoi la nuit est-‐elle noire ? • Les milliards d’étoiles devraient illuminer la nuit !
• La vitesse de la lumière est finie: 300 000 Km/s (1 sec pour rejoindre la lune, 8 min pour le soleil, mais les
étoiles sont bien plus loin!) donc nous voyons la lumière émise il y a longtemps, pas celle émise maintenant.
• Edward Allan Poe dans son roman Eureka avait déjà dit que l’Univers n’est pas éternel et donc nous recevons seulement la lumière des étoiles qui sont nées.
• L’Univers est en expansion (Hubble 1929) : constante de Hubble H≅ 75 Km /s
Le Big-‐ Bang 1915 Albert Einstein : l’Univers est sta2que il introduit une constante cosmologique dans ses équa2ons. 1922 Alexandre Friedmann (1888-‐1925)d’après les équa2ons de la rela2vité générale qui décrivent la gravita2on: l’Univers est en expansion et il en déduit l’âge de l’Univers. 1927 Georges Lemaître (1894-‐1966): l’atome primi2f 1948 George Gamow (1904-‐1968) : au début l’Univers était très pe2t, très dense, très chaud 1950 Fred Hoyle (1915-‐2001) en se moquant: Big Bang
Expansion de l’Univers: l’espace qui sépare les galaxies augmente
Aujourd’hui Univers noir, froid, raréfie, très structuré
Il y a 13,7 milliard d’année Univers très chaud, très dense, très uniforme: grande purée torride de par2cules élémentaires
Evolu2on de l’Univers
Nous ne pouvons pas décrire un instant zéro: à ce moment la gravita2on ne suffit pas, les 3 autres forces sont bien présentes (unifica2on des forces?) Mais la théorie quan2que, valable à pe2tes distances ne s’accorde pas avec la gravita2on! Foisonnement de théories: Supercordes, vide quan2que, plusieurs dimensions……… LHC au secours !!!
Temps 0 ???? Big Bang ????? 10-‐44 s GUT forces unifiés, quark, leptons, photon
10-‐12 s p, n, e, ν les photons créent des couples proton-‐an2proton p et an2-‐p s’annihilent, seul un pe2t nombre de p survit
10-‐5 s e, ν, p, les photons ont encore assez d’énergie pour créer des paires e+e-
3 min forma2on des noyaux: d et He
300 000 a forma2on des atomes, l’univers devient transparent
700 000 a forma2on des étoiles et des galaxies
Preuve du Big Bang ? 1964 Arno Penzias et Robert Wilson mecaient en opéra2on une antenne microonde pour la communica2on avec les satellites. Il lucent contre un bruit de fond constant de 3 K (K = degrés Kelvin 1K = -‐273 °C) 1948 George Gamow : l’Univers très chaud (≈3000 K) du début émet une radia2on de corps noir (un four !) qui, refroidie aujourd’hui doit avoir 3 K 1978 Prix Nobel pour Penzias et Wilson 1989 COBE: Cosmic Background Explorer 2001 WMAP: Wilkinson Microwave Anisotropy Probe
La forme du spectre correspond bien à celle d’un corps noir de 2,738 K
Rayonnement fossile (WMAP)
Les rayonnement fossile est uniforme, mais des pe2tes anisotropies expliquent la forma2on des galaxies et des amas de galaxies autour des points les plus chauds en rouge.
La ma2ère noire Nous connaissons l’Univers grâce à la lumière
(ondes électromagné2ques) et à la gravité.
• Les lois de la gravita2on donnent que la vitesse de révolu2on d’un objet diminue avec sa distance à la masse centrale (la période de révolu2on de Mercure est de 87 j, celle de Saturne 30 a )
• Mais la vitesse de révolu2on des étoiles au sein de galaxies et la vitesse des galaxies dans un amas contredit cece loi (≈1970)!
• Faut-‐il changer les lois de la gravita2on ou admecre une masse « noire » invisible par la radia2on ?
• La ma2ère noire déforme aussi l’espace! On peut la déceler par l’effet de len2lle gravita2onnelle.
• Elle est 5 fois plus importante que la ma2ère baryonique (atomes et protons)
La courbe de rota2on prévue par les équa2ons de Newton (A) et la courbe observée (B), en fonc2on de la distance au centre de la galaxie.
Image de la distorsion provoquée par la ma2ère noire autour des galaxies. On observe des grandes structures
A la recherche de la ma2ère noire
• Les corps noirs (astéroïdes et étoiles noires) dans l’Univers sont insuffisants pour expliquer la ma2ère noire.
• Les neutrinos ont une masse, mais elle est trop pe2te.
• En 2012 le LHC du CERN a brillamment complété le modèle standard des par2cules élémentaires avec la découverte du boson Higgs. Mais ce modèle a des difficultés à des énergies plus élevées et surtout il n’intègre pas l’interac2on gravita2onnelle. On cherche alors des théories plus fondamentales qui coïncident avec le modèle standard à basses énergies.
• Dans la théorie de la Supersymétrie on a toute une nouvelle série de par2cules dont l’état le plus bas, le neutralino, est un WIMP (Weakly Interac2ve Massive Par2cle). Il est un bon candidat pour la ma2ère noire.
• La recherche est ouverte au LHC et dans des expériences partout dans le monde: des profondeurs de l’Arc2que à la sta2on spa2ale ISIS.
L’énergie noire • Est-‐ce que l’ expansion de l’Univers va
con2nuer indéfiniment ? • D’après les équa2ons d’Einstein la gravita2on
devrait freiner l’expansion. • 1998 Deux équipes indépendantes à
Berkeley et à Canberra annoncent que l’expansion de l’Univers ne ralen2t pas mais est en pleine accéléra2on. Les deux équipes étaient arrivées à cece conclusion en s’appuyant sur l’observa2on de supernovae de type Ia pour mesurer la vitesse des galaxies.
• L’accéléra2on de l’expansion a été interprétée comme la présence d’une force répulsive à grande échelle capable de surmonter la force gravita2onnelle qui lie les différents cons2tuants de l’Univers. La nature de cece force reste pour l’instant mystérieuse et on lui a donné le nom d’énergie noire.
On peut alors tracer une courbe à par0r des observa0ons (cercles jaunes) de supernovae dans les galaxies (il s'en produit en moyenne une SN Ia par millénaire environ dans chaque galaxie). Diverses courbes correspondent à divers univers. © Hawaï University
La luminosité apparente d'une supernova SN Ia donne une mesure de sa distance et son décalage spectral (redshiI en anglais) fournit un âge.
Modèle Standard de la Cosmologie
• Un modèle cosmologique s’efforce de décrire l’ ensemble des observa2ons
avec un minimum de paramètres cosmologiques.
• Les deux principales caractéris2ques de l’Univers sont qu’il est homogène et isotrope à grande échelle et qu’il est en expansion
• L’Univers con2ent de façon certaine trois et probablement quatre type de ma2ère : des photons, des neutrinos, la ma2ère baryonique composant les atomes et la ma2ère noire.
• Les mesures du rayonnement fossile et du mouvement des galaxies indiquent que notre connaissance de la ma2ère normale se limite à 4% de l’énergie totale de l’Univers !
L’évolu2on des étoiles et les trous noirs
Etoiles • Une étoile est un astre semblable au Soleil, qui brille grâce à des réac2ons
nucléaires qui se produisent en son centre. Les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant, scin2llant du fait de la turbulence atmosphérique, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Toutes les étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que le Soleil. L'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, est située à environ 4 années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil.
• AL = année lumière: distance parcourue par la lumière dans le vide en l’espace d’une année. =9,461 x1012 km (la vitesse de la lumière est ≅300 000 km/s)
• La masse d'une étoile est de l'ordre de quelques 1030 kg, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 1026 Wacs.
• Les étoiles se forment suite à la contrac2on d'une nébuleuse de gaz et de poussières sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement de la ma2ère est suffisant, cela déclenche le cycle des réac2ons nucléaires au cœur de la nébuleuse pour former une étoile. L'énergie dégagée par ces réac2ons est alors suffisante pour arrêter sa contrac2on du fait de la pression de radia2on ainsi générée.
• Le nombre d'étoiles dans l'univers est es2mé entre 1022 et 1023. Les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour.
Classifica2on des étoiles
Le diagramme Hertzsprung-‐Russel
• Échelles logarithmiques • Luminosité du Soleil Lsun = 3.85x1026 Wacs • Température absolue TK en Kelvin (°C +273) • La température effec2ve du Soleil est 5780 K
• Main Sequence = séquence principale étoiles vivantes • White dwarfs = naines blanches cadavres d’étoiles • Géants et Supergéants étoiles en fin de vie
Le spectre d’une étoile • Un corps chaud, tel qu'une étoile ou une planète va émecre un rayonnement
électromagné2que dont la répar22on intensité / longueur d'onde dépendra de sa température.
• Une étoile chaude (comme Véga, à 10 000 K) a une couleur bleutée tandis qu'une étoile plus froide (comme Antarès, à 3 500 K) a une couleur rougeâtre.
• Le spectre d’une étoile n'est pas un simple arc-‐en-‐ciel : il est strié d'une mul2tude de raies sombres : c’est l'absorp2on de certaines longueurs d'ondes par des éléments chimiques présents dans les couches superficielles .
Vie et mort des étoiles
Naissance 1. Nébuleuse de gaz et poussière 2. Sous l’effet de la gravité se forment des
noyaux denses et chauds Vie
3. ≈ 10 millions de degrés fusion nucléaire H He 4. Plus l’étoile est massive plus elle brule vite:
Une naine jaune (Soleil) dure 10 milliard d’années Une géante bleu (Rigel, Bételgeuse) 10 million d’années Mort
5. Moins de 1.4 masses solaires (Mo) : géante rouge naine blanche (une fois consommée l’énergie nucléaire la compression gravita2onnelle est équilibrée par la pression du gaz d’électrons )
6. Plus grande que 1.4 Mo : fusion He, C, O, Si super géante rouge supernova étoile à neutron explosion % trou noir
La supernova la plus célèbre de l'histoire. SN 1054 est une supernova dont l'explosion a été vue en Chine à par0r du 4 juillet 1054, appelée aujourd'hui nébuleuse du Crabe.
Les piliers de la créa0on (nébuleuse de l’aigle) vus par Hubble
La vie d’un étoile : séquence principale • Fusion: p +p 2H +e+ +νe (faible)
2H +p 3He + γ (e.m.) 3He + 3He 4He + p +p (forte) La masse de 4He est plus pe0te de la somme de la masse des 4 protons, ceTe ma0ère est transformée en énergie: E=mc2. L’étoile rejoint une condi0on d’équilibre entre la force gravita0onnelle qui tends à l’écraser et la pression du gaz qui tends à disperser la ma0ère dans l’espace. Pendant sa vie l’étoile brule l’hydrogène de son cœur et produit un flux constant d’énergie, irradié dans l’espace.
• Quand tous les protons sont transformés en Hélium (plus rapidement pour les étoiles les plus massives, plus lentement pour les plus pe2tes) la gravita2on reprend le dessus, l’étoile se contracte et la ma2ère comprimée se réchauffe à une température telle qui déclenche la fusion des atomes plus lourds: 4He +4He8Be
8Be +4He12C + γ 12C +4He16O + γ
• Chaque fois que un combus2ble nucléaire est épuisé, il y a contrac2on du cœur de l’étoile avec une augmenta2on de température et expansion avec refroidissement des couches extérieures géante rouge
• La fusion des noyaux avec produc2on d’énergie con2nue jusqu’au Fe.
Energie de liaison
En physique tous les systèmes tendent à rejoindre l’état de plus basse énergie . Une transforma2on ne se produit sans aide que si l’état final a une énergie inférieure à celle du début : on gagne de l’énergie.
Une mort lente: naine blanche Si l’étoile est plus pe2te que 1,4 masses solaires, la densité de l’atmosphère de la géante
rouge est très faible et le cœur ne peut pas la retenir. Le gaz évapore lentement dans l’espace. Dans le cœur la gravita2on est équilibré par la pression des électrons qui ne peuvent pas se superposer *. Le cœur encore chaud irradie alors son énergie lentement pendant des milliards d’années, c’est une naine blanche : un cadavre encore chaud dont la radia2on thermique est visible, avant de devenir une naine brune.
* En physique quan2que deux par2cules de type fermion (e, p, n, q) ne peuvent pas occuper le même état d’énergie (principe d’exclusion de Pauli)
Une mort violente: supernovae Lorsqu'une étoile massive arrive au bout de ses réserves d'atomes assurant les réac2ons nucléaires, plus rien ne vient s'opposer à la gravita2on. Le cœur de l'astre se comprime tellement que les protons et les électrons qu'il con2ent fusionnent et forment des neutrons (n p e-‐ ν désintégra2on β e-‐ p n ν réac2on inverse). Quand les couches extérieures de l'étoile, dans leur écroulement, viennent taper sur cece sphère de neutrons ultra dense, elles rebondissent comme une balle et sont expulsées dans l'espace en une monstrueuse libéra2on d'énergie connue sous le nom de supernova. Que reste-‐t-‐il ? Une étoile à neutrons, tellement dense que une masse plus grande que notre Soleil est contenue dans une boule du diamètre de Paris: un milliard de tonnes par cm3 pour une masse de 1,4 à 3,2 masses solaires .
Les éléments d’une supernova L'étoile prend une structure en pelure d'oignon, où les différentes couches concentriques correspondent à des réac0ons de fusion différentes. Les couches externes brûlent de l’hydrogène (H) pour former de l’hélium (He), dans la couche suivante c’est l’hélium qui se transforme en carbone (C ), puis c’est l’oxygène (O) qui est formé, et en se rapprochant du cœur, on trouve les éléments les plus lourds : du néon (Ne), du sodium, du magnésium (Mg), du silicium (Si), du soufre (S), du nickel, du cobalt et enfin du fer (Fe).
La nébuleuse du Crabe est est un rémanent de supernova historique, SN1054, dont l’explosion a été observé en Chine de juillet 1054 à avril 1056 Elle est située dans la constella2on du taureau de notre galaxie. On y a découvert un pulsar.
Les étoiles à neutrons existent-‐elles ? Pulsar
Un pulsar est une étoile à neutrons avec un puissant champs magné2que, elle tourne très vite sur elle-‐même en émecant un faisceau d'ondes électromagné2ques (souvent des ondes radio). Il se comporte un peu comme une toupie, tournoyant autour de l'axe de rota2on de l'étoile morte et formant un cône qui balaie l'espace. Si la Terre a la chance de se trouver en face, elle va recevoir de manière très régulière, parfois jusqu'à plusieurs centaines de fois par seconde, la pulsa2on émanant de l'astre, métronome du cosmos.
1932 découverte du neutron par James Chadwick 1934 W. Baade et F. Zwicky proposent l’étoile à neutrons 1939 modèle calculé par J. Oppenheimer et G. Wolkoff En 1967 Jocelyne Bell, (doctorante de A. Hewish) découvre une série d’impulsions régulières de 1,33 sec: signal des pe2ts homme verts???? 1974 prix Nobel à A. Hewish !!!
Jocelyne Bell et Antony Hewish au radiotélescope de Cambridge
Trou noir
Si la masse de l’étoile est très grande (entre 4 et 12 masses solaires), à sa mort rien ne peu plus contrebalancer la force gravita2onnelle, l’étoile s’effondre dans un trou noir : une région de l’espace-‐temps où la gravita2on est tellement forte que rien ne peu en sor2r, même pas la lumière : horizon des événements.
Selon la théorie de la gravita2on générale la masse déforme l’espace-‐temps. Les trous noirs sont les objets les plus compacts de l’Univers, ils concentrent une très grande masse dans un volume proche à celui d’un point.
Trou noir • Les trous noirs sont invisibles car ils ne dégagent aucune lumière (ils ne
font que l’absorber). De fait, leur détec0on se fait toujours de manière indirecte, en observant leurs effets sur la ma0ère environnante. Ainsi, les astronomes peuvent détecter les puissants rayons X émis par la ma0ère juste avant qu’elle ne soit englou0e par le trou noir. Ils ont découvert dans notre galaxie plusieurs astres mystérieux entourés d’un « halo » de rayons X et qui sont des candidats sérieux au 0tre de trous noirs.
• Photographie en rayons X d’un éventuel candidat trou noir.
On pense que au centre des galaxies
il y a toujours un trou noir.
Trou noir • À plus de 6000 années-‐lumière de la Terre, une par:e de la ma:ère d’une étoile
aspirée par un trou noir parvient à s’échapper sous la forme de jets symétriques, comme le représente ceEe vue d’ar:ste fondée sur des observa:ons du satellite européen INTEGRAL (INTErna:onal Gamma-‐Ray Astrophysics Laboratory).
• Cygnus X-‐1 est ce que les astronomes appellent une binaire X, un couple formé d’une étoile géante et d’un trou noir. Ce dernier arrache de la ma:ère à sa compagne et la chauffe à des températures extrêmes avant de l’englou:r, raison pour laquelle ceEe binaire émet des rayons X et gamma.
Bibliographie
Steven Weinberg, Les trois premières minutes de l’Univers (1988) Stephen Hawking, Une brève histoire du temps: du Big Bang au trous noirs (2007) Dossier pour la Science, Trous noirs
Ces objets théoriques deviennent enfin réalité ! (2012) Pour la Science n°443, L’Univers manquant (2014) Lucy Hawking et Stephen Hawking, Georges et le Big Bang (2015)
YouTube • Hubert Reeves-‐ Créa2vité et cosmologie (2013) • E2enne Klein-‐ Histoire de l’Univers (2010) • Au cœur de la voie lactée (2015) • Les grands secrets du Cosmos (2015) • L’Univers et ses mystères: Vie et mort d’une étoile (2013) • The largest Black Holes in the Universe (2012)
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